انرژی تاریک چیست؟

انرژی تاریک نامی‌ برای انرژی اسرارآمیزی است که موجب می‌شود سرعت انبساط کیهان به جای کند شدن طی زمان در حال سرعت گرفتن و انبساط شتابدار باشد. این بر خلاف چیزی است که کیهان‌شناسان پیش‌تر انتظار داشتند.

در اوایل قرن بیستم، اخترشناسان پی بردند که کیهان در حال انبساط است و با وجود گرانشِ ماده، انتظار داشتند که این انبساط پس از مدت زمان به اندازه کافی طولانی متوقف شده و روند معکوس به خود بگیرد. بطوری که پس از زمان طولانی، کیهان شروع به انقباض کرده و به وضعیت مه‌رمب (Big Crunch) برسد و دوباره به تکینگی نخستین بازگردد و همه چیز در هم فشرده شود. اما در اواخر قرن بیستم و اوایل قرن ۲۱، کیهان‌شناسان در کمال تعجب پی بردند که این انبساط نه تنها رو به کند شدن و توقف نیست بلکه در حال سرعت گرفتن و سریع‌تر شدن است.

کیهان‌شناسان از یک نیروی مرموز که به صورت دافعه عمل می‌کند و فضا را منبسط می‌کنند صحبت می‌کنند و آن را انرژی تاریک می‌نامند.

انرژی تاریک و کیهان‌شناسی نوین

کیهان‌شناسی شاخه‌ای از علم فیزیک است که به مطالعه آکادمیک و علمیِ سرآغاز جهان، تکامل کیهان، تشکیل ساختارهای بزرگ مقیاس و دینامیک جهان و همچنین سرانجام نهایی جهان می‌پردازد.

اما کیهان‌شناسی تا قبل از قرن بیستم به عنوان یک علم شناخته نمی‌شد و بیشتر در دسته‌ی فلسفه و الهیات جای می‌گرفت. کپرنیک نشان داد که زمین مرکز عالم نیست و زمین و دیگر سیارات به دور خورشید در حال گردشند.

نیوتن معتقد بود زمان مطلق است و هر ناظر مستقل از حرکت نسبت به ناظر دیگر زمانی یکسان را اندازه می‌گیرد. اما در آغاز قرن بیستم، این آلبرت اینشتین بود که ایده‌ی انقلابی نسبیت را مطرح کرد. در دیدگاه اینشتین، مکان و زمان هر دو نسبی هستند. زمان برای ناظرهای مختلف متفاوت اندازه گرفته می‌شود. برای ناظر متحرک به نظر می‌رسد که زمان کندتر می‌گذرد.

اینشتین در ۱۹۰۵ نسبیت خاص را مطرح کرد که مختص ناظرهای خاص با ویژگی سرعت نسبی ثابت بود. اینشتین ۱۰ سال کار علمی کرد و به انتشار مقالات مختلف پرداخت تا اینکه در ۱۹۱۵ ایده نسبیت عام را تکمیل کرد و توانست نسبیت را به تمام ناظرها چه با سرعت ثابت و چه با شتاب و سرعت متغیر تعمیم دهد. اینشتین با ارائه ایده نسبیت عام و استفاده از اصل هم ارزی بین چارچوب شتابدار و چارچوب حاضر در میدان گرانشی توانست نشان دهد که گرانش خاصیتی هندسی از فضا-زمان است.

در واقع اینشتین نشان داد که توزیع ماده و انرژی با هندسه‌ی فضا-زمان مرتبط است و همچنین هندسه فضا است که توزیع ماده و انرژی را مشخص می‌کند. اینشتین ایده خود را در قالب معادله‌ای که به معادله میدان اینشتین مشهور است بیان کرد:

در این رابطه، یک موجود ریاضی به نام تانسور هندسه یا تانسور اینشتین است که بیان‌گر ویژگی‌های هندسی فضا-زمان است و  تانسور ماده یا تانسور تکانه-انرژی است که ویژگی‌های ماده و انرژی که درون فضا-زمان قرار دارد را توصیف می‌کند. حل معادله بالا به دلیل ویژگی تانسوری و داشتن مؤلفه‌های متعدد ساده نیست و خود اینشتین اولین حل از معادله بالا را به صورت مدل کیهانِ استاتیک در ۱۹۱۶ ارائه داد. با مطرح شدن نظریه نسبیت و توصیف نسبیت عامی از کیهان، علم کیهان‌شناسی نوین متولد شد و فیزیکدانان توانستند به کیهان ویژگی‌های قابل اندازه‌گیری نسبت دهند.

اما، هدف اصلی کیهان‌شناسی توصیف عالم به عنوان یک کل و در مقیاس بزرگ است و موفق‌ترین نظریه‌ی موجود برای توصیفِ پیدایش عالم نظریه‌ی مه‌بانگ است. ایده‌ی بیگ بنگ یا مه‌بانگ که در دهه‌های نخستین قرن بیستم توسط جرج گاموف و برخی دیگر از فیزیک‌دانان مطرح شد مبتنی بر این فرض است که جهان به یک‌باره در انفجاری بزرگ به وجود آمده ‌است.

وقتی در زمان به عقب یعنی به آغاز کیهان بازگردیم، با یک تکینگی روبرو می‌شویم. جایی که چگالی و دمای کیهان به بی‌نهایت میل می‌کند. تکینگی جایی است که قوانین فیزیک نمی‌توانند وجود آن را توضیح دهند. اما عالم اولیه تنها شامل سیالی چگال و داغ متشکل از نور و ماده یونیزه بود که پس از انفجاری بزرگ منبسط شده و همچنان به انبساط و گسترش ادامه می‌دهد. سرعت این انبساط رو به افزایش است و این انبساط شتابدار است. اما تا پیش از قرن بیستم باور عمومی مردم با این تصویر فرق داشت. مردم فکر می‌کردند که جهان ایستا و بدون حرکت است و این باور آنقدر قوی بود که حتی باعث اشتباه اینشتین نیز شد.

از گذشته تاکنون نظریه‌های متعددی در کیهان‌شناسی مطرح شده‌اند که هر کدام باور کلی مردم نسبت به کیهان را تغییر داده‌اند، امروزه ما می‌دانیم که جهان ما در حال گسترش و انبساط است و این انبساط با شتاب مثبت است. نظریه‌های زیادی در مورد چرایی این انبساط مطرح شده است که قابل قبول‌ترین این نظریه‌ها، وجود انرژیی نامریی به نام انرژی تاریک است که باعث می‌شود این انبساط شتابدار باشد.

امروزه ما مقدار انرژی تاریک را می‌دانیم چرا که روی انبساط کیهان اثر می‌گذارد و می‌توانیم نرخ انبساط کیهان را اندازه بگیریم. به جز این موضوع، بقیه مسأله انرژی تاریک یک راز است یک راز بسیار مهم. انرژی تاریک حدود ۶۸ درصد از محتوای کیهان را در بر گرفته است. ماده تاریک، ۲۷ درصد جهان را می‌سازد و بقیه اجزای کیهان (که از ماده عادی تشکیل یافته‌اند) کمتر از ۵ درصد جهان را می‌سازند.

کسی چه می‌داند شاید این بخش کیهان که آن را ماده عادی می‌نامیم واقعا ماده عادی کیهان نباشد چرا که فقط بخش کوچکی از کیهان را می‌سازد و در واقع ماده عادی کیهان همان ماده و انرژی تاریک باشند.

انرژی تاریک و ثابت کیهان‌شناسی

در دنیای امروز ما می‌دانیم که جهان در حال انبساط است اما در قرن نوزدهم باور عمومی مردم برپایه جهان ایستا بود و این باور در بین مردم تا حدی قوی بود که تا اوایل قرن بیستم ادامه داشت. حتی اینشتین، زمانی که نظریه نسبیت عام را در سال ۱۹۱۵ فرمول بندی کرد، آن‌قدر از ایستا بودن جهان اطمینان داشت که در مدلی که برای کیهان پیشنهاد کرد فرض کرد که کیهان ایستا است و برای آن‌که مدل کیهانی وی بر اثر گرانش در خود فرو نریزد یک عامل به نام «ثابت کیهان‌شناختی» را در معادلات خود وارد کرد. این عامل نقش دافعه داشت بطوری که با گرانش که جاذبه است خنثی می‌شود و کیهانی ایستا را نتیجه می‌داد. ثابت کیهان‌شناختی در خود ساختار فضا-زمان ریشه داشت و ناشی از ماده نبود.

ژرژ لمتر کشیش و کیهان‌شناس بلژیکی برای اولین بار ایده‌ی آغاز جهان از یک حالت اولیه و انبساط کیهان بر اثر انفجار اتم اولیه را مطرح کرد. در این میان که اینشتین و دیگر فیزیک‌دان‌ها راه‌هایی را جست و جو می‌کردند تا از جهان غیر ایستای نسبیت عام پرهیز کنند، فیزیکدان و ریاضیدان روسی الکساندر فریدمن، برعکس سعی داشت که آن را توضیح دهد. فریدمن در سال ۱۹۲۲ با حل کردن معادلات نسبیت عام با در نظر گرفتن دو فرض ساده نشان داد که نباید انتظار داشت که جهان ایستا باشد.

دو فرضی که فریدمن در نظر گرفت یکی این بود که جهان از هر جهت که به آن نگاه کنیم یکسان است و دیگر این بود که این نتیجه از هر کجای جهان به آن نگاه کنیم نیز صدق می‌کند. این دو اصل در سال ۱۶۸۷ میلادی توسط آیزاک نیوتن، در کتاب معروف خود موسوم به «اصول ریاضی فلسفه طبیعی» برای اولین بار بطور مشخص به عنوان اصل کیهان‌شناسی مطرح شد. طبق این اصل، جهان همگن و همسانگرد است؛ به این معنی که اولا جهان در همه‌ی جهات یکسان است (همسانگرد). ثانیا برای هر نقطه‌ای در جهان این ویژگی صدق می‌کند (همگن). در واقع این اصل مبین دیدگاه جهان‌بینی کوپرنیکی است که ما در عالم، حداقل بطور متوسط، هیچ جایگاه خاصی نداریم. امروزه با استفاده از مشاهدات رصدی، علی‌الخصوص تابش پس‌زمینه‌ی کیهانی، می‌دانیم که این اصل برای مقیاس‌های به اندازه کافی بزرگ، کاملا صادق است.

افراد زیادی از ایده جهان در حال انبساط حمایت نکردند تا اینکه در سال ۱۹۲۳ میلادی، ادوین هابل، ستاره‌شناس آمریکایی، با استفاده از تلسکوپ ۲.۵ متری هوکر در رصدخانه‌ی ویلسن، ستاره‌های متغیر قیفاووسی واقع در چندین سحابی مارپیچی که از آن جمله سحابی آندرومدا بود را مورد بررسی قرار داد. (متغیرهای قیفاووسی نوعی از ستارگان متغیر هستند که می‌توان با دانستن دوره تناوب درخشندگی‌شان، فاصله‌ی آنها تا زمین را محاسبه کرد) هابل دریافت که این فواصل خیلی بیشتر از آنست که بتوانند درون کهکشان راه شیری باشند.  درواقع این کشف، اثباتی بود برای این موضوع که کهکشان ما با تمام شکوهش تنها یکی از کهکشان‌های سرگردان در هستی است. دو سال بعد، وی با کمک داده‌های اسلیفر، نمودار سرعت بر حسب فاصله‌‌ی کهکشان‌ها را رسم کرد (مانند نمودار شکل بالا) و به نتیجه‌ای شگفت‌انگیز رسید:

سرعت دور شدن کهکشان‌ها با فاصله‌ی آن‌ها از ما، رابطه‌ای خطی و مستقیم دارد (قانون هابل)؛ درواقع کهکشان‌ها هرچه دورتر باشند با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند و این یعنی جهان در حال انبساط است!

برای روشن شدن موضوع، بادکنکی را در نظر بگیرید که مورچه‌هایی روی آن در حال حرکت هستند. اگر این بادکنک را باد کنیم، هر کدام از مورچه‌ها اینطور احساس می‌کند که مابقی مورچه‌ها در حال دور شدن از آن هستند. با بیشتر شدن فاصله‌‌ی مورچه‌ها از یکدیگر، اثر انبساط بادکنک بیشتر شده و با سرعت بیشتری از یکدیگر دور می‌شوند. نمایش ریاضیاتی قانون هابل به شکل زیر است:

ضریب تناسبی که در قانون هابل وجود دارد، معروف به ثابت هابل یا به بیانی بهتر، پارامتر هابل است. این کمیت جزو مهم‌ترین پارامترهای کیهان‌شناسی است که برای تعیین نرخ انبساط جهان و ویژگی‌های اساسی تحول کیهان نقش ایفا می‌کند. امروزه نیز دانشمندان به دنبال افزایش دقت آزمایش‌ها برای اندازه‌گیری پارامتر هابل هستند تا بتوانند مدل‌های کیهان‌شناسی را بهتر ارزیابی کنند. به عنوان مثال، دانشمندان ناسا و سازمان فضایی اروپا، اسا(ESA)  اخیرا اعلام کردند که طبق مشاهدات تلسکوپ فضایی هابل، کیهان با سرعتی ٪۵ تا ۹٪ بیشتر از چیزی که انتظار می‌رفت در حال انبساط است.

اما پس از کشف هابل مبنی بر این‌که کیهان در حال انبساط است و ایستا نیست، اینشتین ادعای خود را پس گرفت. اما ایده اینشتین مبنی بر وجود ثابت کیهان‌شناختی چندین دهه‌ی بعد به شکل دیگری به فیزیک بازگشت.

انرژی تاریک و انبساط تندشونده

در سال ۱۹۹۸ میلادی، دو تیم تحقیقاتی که به‌طور هم‌زمان در حال مطالعه بر روی انتقال به سرخِ ابرنواخترهای نوع  Ia بودند، به کشفی بزرگ دست یافتند. (ابرنواخترهای نوع Ia نوع خاصی از ابرنواخترها هستند که برای تعیین فواصل کیهانی تا چند صد مگا پارسک مورد استفاده قرار می‌گیرند). آن‌ها هر یک بطور مستقل دریافتند که کیهان، در حال انبساط شتابدار است. در واقع نه‌ تنها عالم در حال منبسط شدن است، بلکه سرعت این انبساط نیز در حال افزایش است. به خاطر این کشف بزرگ، جایزه نوبل فیزیک سال ۲۰۱۱  به ‌صورت مشترک به سه نفر از نمایندگان این پروژه، به نام‌های آدام ریس، سل پرلموتر و برایان اشمیت، داده شد.

در واقع این دو تیم با اندازه‌گیری مدول فاصله درخشندگی ابرنواخترها که به صورت زیر تعریف می‌شود:

و مقایسه مقدار رصدی با مقادیری که توسط مدل‌های کیهان‌شناسی پیش‌بینی شده بود توانستند نشان دهند (شکل زیر را نگاه کنید) که داده‌های رصدی از مدل کیهانی با هندسه تخت و دارای مؤلفه‌ی ثابت کیهان‌شناختی پشتیبانی می‌کنند.

تا قبل از کشف این موضوع، نظریه و مدل‌های زیادی وجود داشت، از مهم‌ترین مدل‌هایی که مطرح شد، مدل‌هایی بودند که از حل معادله اینشتین توسط فریدمن، استخراج شده بود. در اولین مدل گسترش جهان به اندازه کافی آهسته است تا جاذبه بین کهکشان‌ها این گسترش را کند کرده و سرانجام موجب توقف آن شود. در این حالت، کهکشان‌ها دوباره به سود یکدیگر حرکت می کنند و جهان منقبض می شود. در مدل دوم، جهان به قدری با سرعت گسترش می‌یابد که جاذبه گرانش هیچگاه نمی‌تواند آن را متوقف کند گرچه می‌تواند آن را اندکی کند کند. در راه حل سوم گسترش آنقدر سریع است که بتواند از فروپاشی اجتناب کند. سرعت دور شدن کهکشان‌ها نسبت به یکدیگر به تدریج کم وکمتر می‌شود ولی هیچ‌گاه به صفر نمی‌رسد.

یکی از جنبه‌های جالب توجه اولین مدل فریدمن، آن است که در آن، جهان در فضا بی‌نهایت نیست ولی از سوی دیگر هیچ مرزی ندارد. گرانش آن قدر قوی است که فضا در اطراف خود خمیده است. این تقریبا مانند سطح زمین است که محدود است ولی مرز ندارد. اگر شما در روی سطح زمین مستقیم به یک سو راه بروید و هیچگاه مانعی راه شما را نبندد، سرانجام شما به مکان اولیه‌ی خود خواهید رسید.

در مدل فریدمن، فضا درست مانند این است که بجای دو بعد، سه بعد دارد. ایده اینکه شما درست یک دور در جهان می‌زنید و دوباره به جای اولیه خود بازمی‌گردید، داستان تخیلی خوبی است اما معنای علمی زیادی ندارد زیرا می‌توان نشان داد که پیش از آن که شما جهان را دور بزنید و به جای خود باز گردید، جهان به اندازه صفر رمبیده (فروپاشی) است. جهان آنقدر بزرگ است که شما باید سرعت بیش از نور حرکت کنید تا قبل از آنکه جهان رمبیده شود به مکان اولیه خود برسید و به چنین سرعتی نمی‌توان رسید.

در مدل دوم فریدمن هم فضا گرچه به نحوه دیگر، خمیده است. تنها مدل سوم فریدمن با جهان مطابقت دارد که هندسه آن در مقیاس وسیع، تخت است (گرچه فضا هنوز در نزدیکی اجسام بسیار سنگین خمیده است یا تاب برداشته است). به تدریج مشخص شد اساسی‌ترین تحلیل به دو چیز بستگی دارد: آهنگ کنونی انبساط جهان و چگالی میانگین کنونی آن (مقدار ماده در حجم معینی از فضا).

هرچه آهنگ کنونی انبساط سریع‌تر باشد، نیروی گرانش برای متوقف کردن آن بیشتر و در نتیجه چگالی زیادتری برای ماده ضروری خواهد بود. اگر چگالی میانگین از یک مقدار معین بیشتر باشد (که با آهنگ انبساط تعیین می‌شود)، جاذبه گرانشی ماده در جهان موفق به توقف گسترش شده و جهان را بر اساس مدل سوم فریدمن به انقباض وادار خواهد کرد. اگر چگالی میانگین دقیقا همان عدد بحرانی باشد، در این صورت آهنگ گسترش جهان برای همیشه آهسته‌تر خواهد شد و به تدریج به سود کمیتی که دیگر تغییر نخواهد کرد، نزدیک خواهد شد بدون آنکه هیچ‌گاه به آن برسد. این مدل سوم فریدمن است.

سرانجام بعد از این کشف برای جهانی با انبساط تندشونده در چارچوب نظریه نسبیت عام، می‌توان به وسیله‌ یک مقدار مثبت از ثابت کیهان‌شناسی که معادل با انرژی خلاءِ مثبت یا همان انرژی تاریک است، آن را توصیف کرد. این مدل موسوم به مدل لامبدا سی دی ام (ΛCDM) می‌باشد. که Λ نماینده ثابت کیهان‌شناسی است و CDM نماینده ماده تاریک سرد است. البته مدل‌های دیگری نیز می‌توان در نظر گرفت. با این وجود، این مدل به‌دلیل هم‌خوانی با داده‌ها، تاکنون با اقبال بیشتری روبرو بوده است.

بعد از کشف شتابدار بودن انبساط جهان، معادلات همخوانی نداشتند یعنی هیچ نیرویی نبود که بتواند گرانش را خنثی کند و علاوه بر آن از آن پیشی بگیرد. بنابراین باید ماده یا انرژی نامریی باید وجود داشته باشد که بتواند به عنوان دافعه عمل کند. بنابراین انرژی تاریک مطرح شدند.

ماهیت انرژی تاریک چیست؟

در کیهان‌شناسی، انرژی تاریک نوع ناشناخته‌ای از انرژی است که همه فضا را به صورت فرضی در بر می‌گیرد و سرعت انبساط جهان را می‌افزاید. انرژی تاریک مقبول‌ترین فرضیه برای توضیح دادن مشاهدات اخیر است که می‌گویند جهان با آهنگ رو به افزایشی (با شتاب) منبسط می‌شود. بر اساس اصل هم‌ارزی بین جرم و انرژی، چگالی انرژی تاریک بسیار کم است. در منظومه شمسی، تقریباً فقط ۶ تن انرژی تاریک درون شعاع مدار پلوتو یافت می‌شود. با این حال، انرژی تاریک بیشتر محتوای جرم-انرژی جهان را تشکیل می‌دهد، زیرا به‌طور یکنواخت در فضا پخش شده ‌است.

ساده‌ترین شکل انرژی تاریک دو نام متفاوت دارد: ثابت کیهان‌شناختی و یا انرژی خلاء. انرژی خلاء ویژگی عجیبی دارد. یک جعبه را فرض کنید که با انبساط کیهان آن هم منبسط می‌شود. مقدار ماده درون جعبه با انبساط تغییر نمی‌کند، اما حجم جعبه زیاد می‌شود، بنابراین چگالی ماده درون جعبه کاهش می‌یابد. در واقع، چگالی همه چیز با انبساط جهان کاهش می‌یابد. ایده انرژی خلاء از نظریه کوانتوم ناشی می‌شود. در این نظریه، فضای خالی واقعا خالی نیست و در اصل مملوء از ذرات گذرایی (ذرات مجازی) است که دائما به وجود می‌آیند و نابود می‌شوند.

اما وقتی فیزیکدانان سعی کردند که مقدار این انرژی را حساب کنند، جواب به مقدار زیادی غلط از آب در آمد. پیش‌بینی تئوری با مقدار اندازه‌گیری شده ۱۰^۱۲۰مرتبه اختلاف دارد.

توجیه دیگر برای انرژی تاریک نوع جدیدی از سیال انرژی یا میدان دارای دینامیک و پویایی است، چیزی که همه فضا را پر کرده و بر خلاف ثابت کیهان‌شناختی خود با زمان تغییر می‌کند. نظریه پردازان نام “Quintessence” (عنصر پنجم در فلسفه یونانی) را بر آن نهاده‌اند. اما حتی اگر پاسخ مساله انرژی تاریک کوئینتسنس باشد، ما هنوز نمی‌دانیم دقیقا آن چیست، چگونه برهمکنش می‌کند و یا چرا وجود دارد.

آخرین توجیه مشهور برای مساله انرژی تاریک این است که اصلا نظریه گرانش اینشتین صحیح نیست. این ایده نه تنها بر روی انبساط کیهان اثر می‌گذارد بلکه روی برهمکنش ماده معمولی در کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی نیز تأثیر می‌گذارد. در واقع از روی حرکت کهکشان‌ها و ساختارها می‌توانیم تصمیم بگیریم که آیا نظریه جدید گرانش صحیح است یا همان گرانش اینشتین درست کار می‌کند.

ماده تاریک و انرژی تاریک

ماده تاریک، نوعی از ماده است که فرضیه وجود آن در اخترشناسی و کیهان‌شناسی ارائه شده‌است تا پدیده‌هائی را توضیح دهد که به نظر می‌رسد ناشی از وجود میزان خاصی از جرم باشند که از جرم موجود مشاهده‌ شده در جهان بیشتر است. ماده تاریک به‌ طور مستقیم با استفاده از تلسکوپ قابل مشاهده نیست، مشخصاً ماده تاریک نور یا سایر امواج الکترومغناطیسی را به میزان قابل توجهی جذب یا منتشر نمی‌کند.

به بیان دیگر ماده تاریک به سادگی ماده‌ای است که واکنشی نسبت به نور نشان نمی‌دهد. در عوض، وجود و ویژگی‌های ماده تاریک را می‌توان به‌ طور غیرمستقیم و از طریق تأثیرات گرانش بر روی ماده مرئی، تابش و ساختار بزرگ مقیاس جهان نتیجه گرفت. طبق داده‌های تیم مأموریت پلانک در سال ۲۰۱۳ و بر پایه مدل استاندارد کیهان‌شناسی، کل جرم-انرژی موجود در جهان شناخته‌شده شامل ۴٫۹٪ ماده معمولی، ۲۶٫۸٪ ماده تاریک و ۶۸٫۳٪ انرژی تاریک تشکیل شده ‌است. یعنی ماده تاریک ۲۶٫۸٪ کل ماده و انرژی موجود در جهان را تشکیل می‌دهد و انرژی تاریک و ماده تاریک روی هم رفته ۹۵٫۱٪ از کل محتویات جهان را تشکیل می‌دهند.

اخترفیزیک‌دانان فرضیه ماده تاریک را مطرح نمودند تا اختلاف میان جرم محاسبه ‌شده برای اجرام غول‌پیکر آسمانی توسط دو روش استفاده از تأثیرات گرانشی آن‌ها یا استفاده از مواد درخشان درون آن‌ها (ستارگان، گاز، غبار) را توضیح دهند.

این فرضیه نخستین بار توسط یان اورت در سال ۱۹۳۲ برای توضیح سرعت‌های مداری ستارگان در کهکشان راه شیری و توسط فریتس زوئیکی در سال ۱۹۳۳ برای توضیح شواهد مربوط به «جرم گمشده» در سرعت‌های مداری کهکشان‌ها در خوشه‌های کهکشانی، مطرح گردید. در پی آن بسیاری از مشاهدات دیگر نیز مطرح گشت که دلالت بر وجود ماده تاریک در جهان داشتند. از جمله این مشاهدات می‌توان به مشاهده سرعت‌های چرخشی کهکشان‌ها توسط ورا روبین در دهه‌های ۱۹۶۰–۱۹۷۰، همگرائی گرانشی اجسام پس‌زمینه توسط خوشه‌های کهکشانی همچون خوشه گلوله و الگوهای ناهمسانگردی دمایی در تابش پس زمینه کیهانی اشاره نمود.

کیهان‌شناسان توافق نظر دارند که ماده تاریک عمدتاً از نوعی ذره زیراتمی ناشناخته تشکیل شده‌است. جست‌وجو برای یافتن این ذره با استفاده از وسایل گوناگون یکی از تلاشهای اصلی فیزیک ذرات بنیادی است.

اگرچه وجود ماده تاریک بطور عمومی توسط جامعه علمی مورد پذیرش قرار گرفته است، اما نظریه‌های جایگزینی نیز برای گرانش ارائه شده‌اند، مانند دینامیک نیوتنی اصلاح شده (MOND) یا نظریه گرانشی تانسور-بردار-اسکالر (TeVeS) که سعی در توضیح این مشاهدات غیر معمول بدون نیاز به معرفی جرم اضافی دارند.

اندازه‌گیری انرژی تاریک

تا این‌جا به برخی ایده‌ها و نظریه‌ها درباره ماهیت انرژی تاریک اشاره کردیم. اما برای درک ذات و ماهیت این عامل انبساط تندشونده نیاز داریم تا با روش‌هایی آن را به دقت اندازه‌گیری کنیم و ویژگی‌های مختلف آن را مورد ارزیابی کمی قرار دهیم تا بتوانیم با مدل‌ها مقایسه نمائیم. در ادامه به برخی از روش‌های اندازه‌گیری و کمی کردن انرژی تاریک می‌پردازیم.

رصد ابر نواخترها

در ۱۹۹۸، دو گروه رصدی که در جستجوی انفجارهای ستاره‌ای از نوع ابرنواختر نوع Ia (که وقتی یک کوتوله سفید سوختش به پایان می‌رسد رخ می‌دهد) بودند. درخشندگی ذاتی یک ابرنواختر نوع Ia با تعیین این‌که با چه سرعتی درخشندگی‌اش رو به کاهش می‌گذارد مشخص است. بنابراین با شمارش روزهایی که طول می‌کشد تا ابرنواختر کم نور شود، می‌توان مقدار نور حاصل از انفجار را حساب کرد؛ سپس با اندازه‌گیری درخشندگی ظاهری آن روی زمین، می‌توان فاصله ابرنواختر و زمانی که نور آن در راه بوده تا به ما برسد را حساب کرد. این نوع از کاوش کیهان‌شناسی را به عنوان روش شمع استاندارد می‌شناسیم.

همچنین منجمان انتقال به سرخ هر ابرنواختر را نیز اندازه می‌گیرند. انتقال به سرخ به معنای میزان کشیدگی طول موج نور نسبت به زمان انتشار نور است که نشان‌دهنده میزان انبساط فضا طی مسیر است (کیهان در حال انبساط است). با ترکیب این رصدها منجمان امکان تعیین میزان انبساط کیهان طی زمان را می‌یابند و آن‌چه دو گروه رصد ابرنواخترها با این روش یافتند این بود که سرعت انبساط کیهان نه تنها کند نمی‌شود بلکه در حال شتاب گرفتن و افزایش سرعت است. آن‌ها نتیجه گرفتند: به نظر می‌رسد چیزی پر قدرت بر جاذبه گرانشی غلبه می‌کند.

کیهان ما از حدود ۵ میلیارد سال قبل تاکنون وارد مرحله‌ای از انبساط تندشونده گردیده است. تا پیش از رصد ابر نواخترها در ۱۹۹۸، کیهان‌شناسان تصور می‌کردند که انبساط کیهان رو به کندی قرار دارد و احتمالا زمانی متوقف خواهد شد اما کشف مبتنی بر مشاهده ابرنواخترها نشان داد که این انبساط به جای کند شدن، رو به تندی و شتاب مثبت دارد.

نوسانات آکوستیکی باریون

تا کنون، مؤثرترین ابزار کاوش انبساط کیهان بر اساس امواج صوتی کیهانی بوده است. لحظاتی پس از انفجار بزرگ، کیهان با یک مخلوط کشسان از یون‌ها، الکترون‌ها و تابش پر شده بود. ناهنجاری‌های چگالی کوچک (که توسط افت‌وخیزهای کوانتومی در لحظات بسیار نخستین ایجاد شده بود) به این زنگوله کیهانی ضربه زد، و امواج صوتی را به خارج فرستاد. ۴۰۰ هزار سال پس از انفجار بزرگ، جهان به اندازه‌ای سرد شد که یون‌ها بتوانند الکترون‌های سست را جذب کنند. در نتیجه اتم‌های خنثی تشکیل شدند و کیهان برای انتشار فوتون‌ها شفاف شد و مخلوط مذکور دیگر کشسان نبود. و چون صوت برای انتشار نیازمند یک محیط کشسان است، امواج صوتی اولیه متوقف شدند، و یک الگوی موجی پاک نشدنی روی ساختارهای بزرگ-مقیاس کیهان ثبت کردند.

بنابراین به جای اینکه کهکشان‌ها به صورت کاملا تصادفی توزیع شده باشند، آن‌ها تمایل دارند در یک بازه‌های منظم در فضا قرار گیرند. فاصله مشخصه با انبساط کیهان رشد یافته است و اکنون حدود ۵۰۰ میلیون سال نوری (۱۵۳ مگا پارسک) است. یعنی تجمع کهکشان‌ها بطور منظم در چنین فاصله‌ای قرار گرفته است.

درست مثل ابرنواخترها که به عنوان شمع‌های استاندارد کار می‌کنند، این الگوی موجی که به نام نوسانات آکوستیکی باریون (BAO) شناخته می‌شوند نیز در نقش خطکش استاندارد عمل می‌کنند. با نشانه‌گذاری مکان تعداد کافی از کهکشان‌ها می‌توان طول ظاهری BAO را اندازه گرفت. سپس با مقیاسه طول پیش‌بینی شده از روی انتقال به سرخ این کهکشان‌ها، می‌توان فاصله این نوسانات آکوستیکی باریون ها را اندازه گرفت. با سنجش انتقال به سرخ این کهکشان‌ها، و رسم آن‌ها بر حسب فاصله، می‌توان فاش کرد که انبساط فضا طی تاریخچه کیهانی چطور رفتار کرده است.

انفجارهای پرتو گاما

برخی از منجمان برای پرده برداشتن از راز انرژی تاریک به کاوش‌هایی عجیب از کیهان روی آورده‌اند. انفجارهای پرتو گاما (GRB) یک درخشش لحظه‌ای از تابش پر انرژی در فواصل دور کیهان هستند. تصور می‌شود برخی از آن‌ها زمانی ایجاد می‌شود که هسته یک ستاره بسیار پر جرم رمبش می‌کند و به سیاه‌چاله یا ستاره نوترونی تبدیل می‌شود.

گروهی در دانشگاه کلفرنیا به دنبال استفاده از GRB ها به عنوان نوع جدیدی از شمع‌های استاندارد هستند. به نظر می‌رسد این کار دشوار باشد چرا که این انفجار بسیار پراکنده هستند و در زمانی کوتاه می‌درخشند و خاموش می‌شوند بدون الگوی ظاهری مشخصی. البته استفاده از GRB ها برای کیهان‌شناسی دقیق بسیار محتاطانه انجام می‌شود چرا که هنوز فیزیک این انفجارها به درستی مشخص نیست. معلوم نیست که این GRB ها ناشی از رمبش ستاره و تبدیل شدن به یک ستاره نوترونی چرخان است یا ناشی از سقوط ماده به درون یک سیاه چاله تازه تولد یافته است.

اما وقتی مدل‌های نظری محکم‌تر شوند، ممکن است این انفجارها نیز نوری بر دوران اولیه انرژی تاریک بتابند و این راز را فاش کنند. GRB ها بسیار درخشان‌تر از ابرنواخترهای نوع ۱-آ هستند و می‌توانند برای بررسی ردپای انبساط کیهان تا زمانی که کیهان کمتر از یک میلیارد سال سن داشت استفاده شوند. اگر انرژی تاریک تحول داشته باشد، رصد تا فواصل دور انبساط بسیار مهم خواهد بود.

برای شناخت ماهیت انرژی تاریک پروژه‌های رصدی متعددی تعریف شده‌اند که از جمله می‌توان به پروژه مساحی انرژی تاریک (DES) اشاره کرد که در حال انجام است و همچنین پروژه مهم تلسکوپ فضایی Euclid که در سال‌های آینده عملیاتی خواهد شد.

امواج گرانشی

ممکن است نیاز به نوع جدیدی از نجوم نیاز داشته باشیم تا معمای انرژی تاریک را حل کنیم. در سال ۲۰۱۶ رصدخانه امواج گرانشی LIGO سرانجام کشف اعوجاج‌های فضا-زمان که به عنوان امواج گرانشی شناخته می‌شوند را اعلام کرد. این امواج یک پالس متمایز که در کسری از ثانیه به طول می‌انجامد بود که ناشی از برخورد دو سیاه چاله‌اند، که بیش از یک میلیارد سال قبل بر اثر برخورد این دو سیاه چاله یک تکان در ساخت فضا-زمان رخ داد. با استفاده از امواج گرانشی می‌توان فاصله اجرام را اندازه گرفت. شکل الگوی این امواج جرم و انرژی کل تابش شده از سیاه‌چاله ها را می‌توان محاسبه کرد.با ترکیب این‌ها با شدت امواج رسیده به زمین می‌توان فاصله را سنجید.

اما رسم تاریخچه انبساط کیهان نیازمند دانستن انتقال به سرخ است که ساده نیست. ممکن است کهکشان میزبان هر یک از این رویدادها را بیابیم و با استفاده از نور آن انتقال به سرخ رویداد امواج گرانشی را بیابیم، اگرچه کهکشان میزبان می‌توان یکی از کهکشان‌‌های متعدد در منطقه وسیعی از آسمان باشد، چرا که آشکارسازهای امواج گرانشی نمی‌توانند جهت دقیق این امواج را مشخص کنند.

اگر تمام این روش‌ها و ابزارها هیچ تغییری در رفتار انرژی تاریک نشان ندهند، پژوهشگران گزینه‌های کمی خواهند داشت و مجبورند تسلیم شوند و ثابت کیهان‌شناختی را بپذیرند.

اثر زکس-ولف پیوسته

از نسبیت عام می‌دانیم که فوتون وقتی در میدان گرانشی قرار می‌گیرد و طول موج آن افزایش یافته و اصطلاحا انتقال به سرخ پیدا می‌کند. فوتون‌های تابش پس‌زمینه کیهانی (CMB) پس از جدا شدن از سطح آخرین پراکندگی، در هنگام عبور از میان ساختارها وقتی وارد ساختاری مثل خوشه کهکشانی می‌شوند به دلیل ورود به ناحیه جرم‌دار و پتانسیل گرانشی تغییر طول موج می‌دهند.

اما در حین عبور فوتون از میان این ساختارهای عظیم کیهانی، عاملی به نام انرژی تاریک باعث انبساط کیهان و در نتیجه انبساط خوشه کهکشانی شد. این انبساط باعث تغییر عمق پتانسیل گرانشی و کم شدن تراکم ماده شد، در نتیجه فوتون در حین عبور از میان این ساختار، پتانسیل گرانشی متغیر با زمان را تجربه می‌کند. این اثر که به «اثر زکس-ولف پیوسته» (Integrated Sachs-Wolfe effect) مشهور است اثر خالصی بر روی فوتون‌های CMB می‌گذارد که قابل آشکارسازی است. و با اندازه‌‌گیری تابع همبستگی بین CMB و توزیع کهکشان‌ها می‌توان قیدهایی بر روی انرژی تاریک گذاشت. این اثر از پیامدهای انرژی تاریک است و در رصدهای آتی با دقت بالاتری اندازه‌گیری خواهد شد.

انرژی تاریک در مقابل گرانش تعمیم‌یافته

در کنار ایده‌های مبتنی بر انرژی تاریک و تصویر وجود سیالی اسرارآمیز، دسته‌ای دیگر از مدل‌ها وجود دارند که بدون در نظر گرفتن یک سیال با ویژگی‌های عجیب، فرض می‌کنند که نظریه گرانش اینشتین باید به گونه‌ای اصلاح شود تا بتواند در بزرگ مقیاس انبساط شتابدار کیهانی را نتیجه دهد. این قبیل نظریه‌ها که به گرانش تعمیم‌یافته یا اصلاح شده (modified gravity) شهرت دارند بر خلاف ایده انرژی تاریک، اصل هم ارزی قوی را نقض می‌کنند. برای راستی آزمایی این قبیل مدل‌ها آزمون‌های کیهان‌شناسی و همچنین آزمون‌های گرانش موضعی در مقیاس منظومه شمسی انجام می‌شود. در برخی از این مدل‌ها ثابت گرانش دیگر ثابت نیست و با زمان تغییر می‌کند.

تنش هابل

مدل استاندارد کیهان‌شناسی در ساده‌ترین شکل خود مدلی سازگار با اغلب مشاهدات کیهان‌شناسی است. اما این مدل از برخی مشکلات نیز رنج می‌برد. بطور مثال ناهنجاری‌هایی در ممان‌های پایین طیف توان تابش پس زمینه و یا دامنه همگرایی گرانشی فوتون‌های تابش پس‌زمینه کیهانی از جمله مشکلات این مدل هستند. اما در یک دهه اخیر، عدم تطابق‌هایی بین مشاهدات و اندازه‌گیری‌های مربوط به کیهان اولیه (تابش پس‌زمینه کیهانی) و همچنین کیهان اخیر (مشاهدات ساختارهای بزرگ مقیاس و شمع‌های استاندارد) گزارش شده است. در حال حاضر دو تنش مهم بین کیهان اولیه و کیهان محلی وجود دارد: تنش در دامنه طیف توان ساختارها یعنی پارامتر σ₈ و تنش دیگر و مهم‌تر در اندازه‌گیری نرخ انبساط کیهان یا همان ثابت هابل H₀ است که به «تنش هابل»  (Hubble Tension) مشهور شده است.

اندازه‌گیری ثابت هابل بر اساس مشاهدات کیهان اولیه که توسط تیم تلسکوپ پلانک در سال ۲۰۱۸ منتشر شد مقدار  0.60±67.27 = H₀ (km/s Mpc) را نشان می‌دهد در حالی‌که اندازه‌گیری‌های مبتنی بر مشاهدات ابرنواخترها که توسط تیم آدام ریس در سال ۲۰۲۰ بدست آمده مقدار پارامتر هابل را 1.3±73.2 = H₀ (km/s Mpc) بدست می‌دهد که به اندازه 4.2σ اختلاف با مشاهدات پلانک را نشان می‌دهد. این اختلاف قابل توجه است و تلاش‌های متعددی که تاکنون انجام شده نتوانسته‌اند بطور کامل و خودسازگار این عدم تطابق را توضیح دهند.

در واقع ما طبق مدل استاندارد کیهان‌شناسی انتظار نداریم که نرخ انبساط کیهان از دو مشاهده مختلف از ابتدای کیهان و کیهان محلی تا این حد عدم تطابق را نشان دهد. تلاش‌های متعدد برای حل این مسأله و یافتن پاسخی برای آن انجام شده است. مدل‌هایی مثل: در نظر گرفتن انرژی تاریک اولیه، تغییر در مدل انرژی تاریک کیهان اخیر، مدل‌هایی با اصلاح فیزیک بازترکیب و اضافه کردن درجات آزادی اضافی، مدل‌های انرژی تاریک برهمکنشی، گرانش تعمیم یافته و همچنین مدل‌های تورمی که فیزیک خاصی را در نظر می‌گیرند. همگی این‌ها برای پاسخ دادن به این سؤال که چرا اندازه‌گیری پارامترهای کیهانی بر اساس مشاهدات کیهان اولیه و کیهان متأخر با یکدیگر تطابق ندارند مطرح گردیده‌اند.

خلاصه و جمع‌بندی

انبساط شتاب‌یافته کیهانی امروزه یکی از واقعیات کیهان‌شناسی نوین است که شواهد و رصدهای گوناگونی آن را تأیید می‌کنند. محتمل‌ترین پاسخ برای عامل انبساط شتاب‌یافته کیهانی، چیزی اسرارآمیز به نام «انرژی تاریک» است. طبق آنچه تاکنون درک کرده‌ایم، انرژی تاریک باید احتمالا چیزی آمیخته با بافتار فضا-زمان باشد؛ انرژی‌ای که نهفته در ساختار فضا-زمان است و فضا را به پیش می‌راند. ساده‌ترین گزینه برای چنین انرژی مرموزی، «انرژی خلاء» است.

انرژی خلاء بطور عمده ناشی از افت‌وخیزهای کوانتومی ذرات مجازی در فضای تهی است. در واقع از جنبه نظریه میدان کوانتومی فضای تهی و خلاء مطلق نیز حاوی انرژی و ذرات مجازی است که بطور مداوم در حال خلق و فنا هستند. این انرژی فضای تهی به عنوان «ثابت کیهان‌شناسی» مشهور است. ثابت کیهان‌شناسی مفهومی است که اولین بار در اوایل قرن بیستم توسط اینشتین در مدل کیهان‌شناسی خود مطرح شد و بعدها در اواخر قرن بیستم و اوایل قرن ۲۱ مجدد به شکل دیگری مطرح گردید.

تاکنون نظریه‌های متعددی پیرامون ماهیت انرژی تاریک مطرح گردیده‌اند. برخی ایده‌هایی نظیر برهمکنش بین ماده تاریک و انرژی تاریک را نیز طرح نموده‌اند. برخی دیگر مسأله را به نوع دیگری نگاه کرده‌اند و ایده‌ی اصلاح نظریه گرانش توصیف کننده کیهان را مطرح نموده‌اند.

شواهد متعددی برای وجود انبساط شتاب‌یافته و انرژی تاریک وجود دارد. افت و خیزهای دمایی در تابش پس‌‌زمینه کیهانی، رصد درخشندگی شمع‌های استاندارد، نوسانات آکوستیکی باریونی و … از جمله شواهد رصدی موجود برای انبساط شتاب‌یافته کیهانی است.

در این نوشتار به مطالعه کلی جنبه‌های مختلف انرژی تاریک پرداختیم. همچنین با برخی از مهم‌ترین موضوعات و سؤالات این راز بزرگ هستی آشنا شدیم. اما انرژی تاریک یک راز بزرگ هستی است که یک نوشتار نمی‌تواند به سادگی به تمام جنبه‌های آن بپردازد. و سؤالات بی‌پاسخ بسیاری مطرح‌اند که ما هنوز پاسخشان را نمی‌دانیم.

سؤالات متداول پیرامون انرژی تاریک