Επί τα ίχνη της σκοτεινής ενέργειας

Άρθρο, Σεπτέμβριος 2006

Το 1992 ήταν μια πολύ καλή χρονιά για τους κοσμολόγους. Ο δορυφόρος Cosmic Background Explorer της NASA (COBE) ανακάλυψε τελικά αυτό που οι επιστήμονες επιδίωκαν για πάνω από 20 χρόνια: μικρά μπαλώματα χωρίς καμιά ομαλότητα στη θερμοκρασία του κυρίαρχου κοσμικού υποβάθρου μικροκυμάτων (CMB), την ψυχρή ακτινοβολία κατάλοιπο του Big Bang. Αυτές οι διακυμάνσεις πρόσφεραν τις απολιθωμένες αποδείξεις για τους 'κοσμικούς σπόρους', οι οποίοι γέννησαν τους γαλαξίες και τις μεγαλύτερες δομές που φάνηκαν σε όλο το Σύμπαν, καθώς αυτό επεκτάθηκε με την πάροδο του χρόνου.

Και το περισσότερο, το μέγεθος αυτών των διακυμάνσεων, κατά 1 μέρος προς 100.000, ταίριαζε τέλεια με αυτά που προβλέφθηκαν από το καθιερωμένο μοντέλο - ότι δηλαδή η συνηθισμένη ύλη (πρωτόνια, νετρόνια, άτομα) συνθέτουν μόνο ένα μικρό τμήμα της συνολικής μάζας στο Σύμπαν, τα άλλα 95% είναι αόρατη ψυχρή σκοτεινή ύλη που αποτελείται ενδεχομένως από άγνωστα μέχρι τώρα εξωτικά σωματίδια.

Η αρχική διατύπωση της ιδέας για ψυχρή σκοτεινή ύλη ήταν ελκυστική επειδή διατήρησε τη γεωμετρία του σύμπαντος επίπεδη. Σύμφωνα με τη Γενική ΣΧετικότητα, που περιγράφει τη βαρύτητα, το σύμπαν έχει μια κυρτότητα του χώρου και του χρόνου τεσσάρων διαστάσεων, η οποία μπορεί είτε να είναι επίπεδη, ανοικτή ή κλειστή. Αυτή η κυρτότητα θα επηρεάσει στο πώς θα εμφανίζονται τα μεγάλα αντικείμενα σε μια μεγάλη απόσταση από μας και μπορεί, επίσης, να αλλάξει την ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος. Η επίπεδη γεωμετρία, που προβλέφθηκε από το Καθιερωμένο Κοσμολογικό Μοντέλο, προτείνει ότι το αρχέγονο Σύμπαν εκτινάχτηκε στην αρχή πολύ γρήγορα - η θεωρία του πληθωρισμού - παράγοντας μικροσκοπικές διαταραχές κατά τη διαδικασία, που ενισχύθηκαν έπειτα από την ψυχρή σκοτεινή ύλη για να παραγάγουν τις υπογραφές της CMB που βλέπουμε τώρα.

Όχι αρκετή ύλη

Το μοντέλο της ψυχρής σκοτεινής ύλης φάνηκε να ταιριάζει καλά με τις παρατηρήσεις, αλλά υπήρχαν και μικρές αποκλίσεις. Μετρήσεις με βάση την ποσότητα της ψυχρής σκοτεινής ύλης φάνηκαν να δείχνουν ότι δεν υπήρχε τόση ώστε, να φτάνει για την παρατηρηθείσα ταχύτητα επέκτασης του Σύμπαντος. Υπήρχε μόνο το 30% αυτής της ποσότητας που χρειαζόταν. Μερικοί κοσμολόγοι τότε σκέφτηκαν ότι το Σύμπαν μπορεί να έχει μια ανοικτή, κυρτή γεωμετρία για να ταιριάζει με το πιο πάνω ποσό,, αλλά οι περισσότεροι άνθρωποι περίμεναν ότι αυτή η ασυμφωνία της ύλης θα ανασκευαζόταν από νέα στοιχεία.

Δυστυχώς, αυτό δεν επρόκειτο να γίνει ποτέ. Καθώς οι μετρήσεις συνεχώς βελτιώνονταν, το πρόβλημα έγινε χειρότερο. Πιο ειδικά, το Hubble έκανε προσεκτικές μετρήσεις του ρυθμού διαστολής, που επιβεβαιώνει ότι το έλλειμμα της ύλης ήταν πραγματικό. Εντούτοις, δύο άλλες παρατηρήσεις έμελλε να κάνουν τα πράγματα πραγματικά δύσκολα.

Κατ' αρχάς, οι παρατηρήσεις των διακυμάνσεων της CMB συνεχίστηκαν, με τις θερμοκρασιακές διαφορές να μετριούνται συνεχώς με ολοένα μικρότερες γωνιακές κλίμακες. Πειράματα, όπως αυτά με έναν ανιχνευτή σε ένα μπαλόνι το γνωστό BOOMERanG, μπορούσαν να μετρήσουν πώς αυξήθηκαν οι διακυμάνσεις και το γεγονός αυτό έδωσε τις πληροφορίες για την κυρτότητα του Σύμπαντος: όσο μικρότερη είναι η κλίμακα των διακυμάνσεων, τόσο κυρτό πρέπει να είναι το Σύμπαν. Αυτές και αργότερα οι παρατηρήσεις από το δορυφόρο Wilkinson Microwave Anisotropy Probe της NASA επιβεβαίωσαν ότι το Σύμπαν δεν ήταν κυρτό αλλά επίπεδο.

Αλλά τα πράγματα χειροτέρεψαν όταν οι επιστήμονες χρησιμοποίησαν ένα ιδιαίτερο είδος υπερκαινοφανή ή σουπερνόβας τύπου 1a σαν 'τυποποιημένο κερί' - αντικείμενα που είναι γνωστή η αληθινή φωτεινότητά τους ή απόλυτο μέγεθος έτσι ώστε να είναι δυνατόν να συσχετιστεί η παρατηρούμενη φωτεινότητα ή σχετικό μέγεθος με την απόσταση. Δίχως δε τα τυποποιημένα κεριά θα ήταν αδύναντον να μετρηθεί η σχέση της ερυθρής μετατόπισης με την απόσταση βάσει του νόμου του Hubble.

Αυτού του τύπου οι υπερκαινοφανείς χρησίμευσαν για να μετρήσουν οι κοσμολόγοι το ρυθμό διαστολής του σύμπαντος σε διαφορετικούς χρόνους κατά την εξέλιξη του. Όσο πιο απόμακροι είναι οι γαλαξίες, τόσο πιο πίσω στον χρόνο τους βλέπουμε και τόσο περισσότερο το φως τους μετατοπίζεται προς το ερυθρό άκρο του φάσματος. Μετρώντας λοιπόν το φως που εξέρχεται από τον υπερκαινοφανή στους γαλαξίες και επίσης την ερυθρή μετατόπιση του φωτός τους, θα μας δώσει το ρυθμό διαστολής του σύμπαντος. Κι αυτό που βρήκαν οι ερευνητές ήταν ότι ο ρυθμός στην πραγματικότητα επιταχυνόταν, Δεν μπορεί να τονιστεί ακριβώς πόσο εκπληκτικό ήταν αυτό το αποτέλεσμα. Υπονοεί την ύπαρξη κάποιας απωθητικής δύναμης - κάτι αρκετά διαφορετικό από είτε την ψυχρή σκοτεινή ύλη είτε την κυρτότητα. Ενώ δεν ξέρουμε τι είναι αυτή, την ονομάζουμε τώρα σκοτεινή ενέργεια. Ένας όρος που έπλασε ο κοσμολόγος Michael Turner.

Στην κοσμολογία, η σκοτεινή ενέργεια είναι μια υποθετική μορφή ενέργειας που διαπερνά όλο το διάστημα και έχει ισχυρή αρνητική πίεση. Σύμφωνα δε με τη θεωρία της σχετικότητας, η επίδραση μιας τέτοιας αρνητικής πίεσης είναι ποιοτικά παρόμοια με μια δύναμη που δρα σε αντίθεση με τη βαρύτητα στις μεγάλες κλίμακες. Μια τέτοια επίδραση είναι αυτήν την περίοδο η δημοφιλέστερη μέθοδος για να εξηγήσουμε τις πρόσφατες παρατηρήσεις ότι το σύμπαν εμφανίζεται να διαστέλλεται με ένα επιταχυνόμενο ρυθμό, καθώς επίσης και ένα σημαντικό τμήμα της ελλείπουσας μάζας στον Κόσμο.

Η ύπαρξη της σκοτεινής ενέργειας, σε οποιαδήποτε μορφή, λύνει και το πρόβλημα της χαμένης μάζας του σύμπαντος. Πρόσφατες μετρήσεις της Μικροκυματικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου (CMB), από το δορυφόρο WMAP, δείχνουν ότι το σύμπαν είναι σχεδόν επίπεδο. Για να είναι όμως το σχήμα του σύμπαντος επίπεδο, πρέπει η πυκνότητα της μάζας/ενέργειας του σύμπαντος να είναι ίση με την κρίσιμη πυκνότητα του σύμπαντος (η αναγκαία πυκνότητα για να είναι το σύμπαν επίπεδο). Η συνολική μάζα του σύμπαντος (βαρυονική και σκοτεινή ύλη) όπως μετρήθηκε από την CMB, υπολογίστηκε ότι είναι μόνο το 26% περίπου της κρίσιμης πυκνότητας. Άρα το μέγεθος αυτό υπονοεί ότι το υπόλοιπο 74% είναι σε μια πρόσθετη μορφή ενέργειας - την σκοτεινή ενέργεια.

Επιπλέον, η θεωρία της μεγάλης κλίμακας δομής, που εξηγεί το σχηματισμό της δομής του σύμπαντος (άστρα, κβάζαρ, γαλαξίες και σμήνη γαλαξιών), δείχνει επίσης  ότι η πυκνότητα της ύλης στο σύμπαν είναι περίπου  το 30% μόνο της κρίσιμης πυκνότητας.

Μια απωστική δύναμη

Η ακριβής φύση της σκοτεινής ενέργειας είναι ένα ζήτημα που ακόμα συζητείται. Είναι πάντως γνωστό ότι είναι πολύ ομογενής, όχι πολύ πυκνή και πιθανώς δεν αλληλεπιδρά ισχυρά μέσω κάποιας από τις θεμελιώδεις δυνάμεις, εκτός από τη βαρύτητα. Δεδομένου ότι δεν είναι πολύ πυκνή - κατά προσέγγιση 10⁻²⁹ γραμμάρια ανά κυβικό εκατοστό ή περίπου 10⁻¹²⁰ σε μονάδες h/2π - είναι δύσκολο να φανταστεί κάποιος πειράματα για να την ανιχνεύσουμε στο εργαστήριο. Μόνο δε η σκοτεινή ενέργεια μπορεί να ασκεί μια τέτοια βαθιά επίδραση στο σύμπαν, επειδή γεμίζει ομοιόμορφα το κενό διάστημα.

Από τις αρχές αυτού του αιώνα, τα στοιχεία είναι πάρα πολύ δύσκολο να αγνοηθούν. Η σκοτεινή ενέργεια ήταν προφανώς πραγματική και η πρόκληση είναι να εξηγηθεί. Μια πιθανή αιτία είναι αυτό που ονόμασε ο Αϊνστάιν κοσμολογική σταθερά Λ. Ο Αϊνστάιν εισήγαγε την κοσμολογική σταθερά Λ το 1919 στις εξισώσεις του, την εποχή που νόμιζε ότι το σύμπαν ήταν στατικό και χρειαζόταν κάποιο όρο που να αντιτίθεται στην ελκυστική επίδραση της βαρύτητας. Αλλά την απέρριψε γρήγορα μόλις έγινε σαφές ότι το σύμπαν επεκτεινόταν, λέγοντας ότι "ήταν το μεγαλύτερό σφάλμα που διέπραξα".

Πρέπει να αναφερθεί ότι ο Alan Guth πρότεινε τη δεκαετία του 1970 ότι ένα πεδίο αρνητικής πίεσης, όμοιο με την ιδέα της σκοτεινής ενέργειας, ήταν η αιτία του κοσμικού πληθωρισμού τις πρώτες στιγμές του σύμπαντος. Πάντως π πληθωρισμός πρέπει να οφείλεται σε μια πολύ υψηλότερη ενεργειακή πυκνότητα από αυτήν που έχει η σκοτεινή ενέργεια. Δεν είναι όμως ξεκάθαρο τι είδους σχέση αν βέβαια υπάρχει μεταξύ της σκοτεινής ενέργειας και του πληθωρισμού.

Ιδέες για την σκοτεινή ενέργεια

Το πρόβλημα με την κοσμολογική σταθερά - μια σταθερή ενεργειακή πυκνότητα που καλύπτει όλο το σύμπαν ομογενώς - είναι ότι οι θεωρίες που την καλύπτουν δίνουν τιμές που είναι πολύ πάρα πολύ μεγάλες για να ταιριάξουν με τα αποτελέσματα που έχουν παρατηρηθεί. Η επίδραση της τεράστιας κοσμολογικής σταθεράς θα είχε αυξηθεί πολύ γρήγορα κατά τη διάρκεια της κοσμικής εξέλιξης, για να εξουδετερώσει τη βαρυτική έλξη της συνηθισμένης ύλης. Και θα ήταν πολύ εκπληκτικό εάν εμείς συμβαίνει να ζούμε τη στιγμή, κατά τη διάρκεια αυτής της εξέλιξης, στην οποία ισορροπήθηκαν λίγο πολύ τα αποτελέσματα μιας τέτοιας κοσμολογικής σταθεράς και της άλλης ύλης.

Οι κοσμολόγοι πρότειναν σύντομα άλλες υποψήφιες αιτίες για τη σκοτεινή ενέργεια βασισμένες στον πληθωρισμό. Αυτές έγιναν γνωστές σαν μοντέλα 'πεμπτουσίας' - ένα δυναμικό πεδίο του οποίου η ενεργειακή πυκνότητα μπορεί να ποικίλει στο χρόνο και στο χώρο. Πάντως αυτές, μαζί με ουσιαστικά όλες τις προτάσεις για τη σκοτεινή ενέργεια, έπασχαν από παρόμοια ζητήματα όπως και η κοσμολογική σταθερά.

Πιο πρόσφατα, μια ακόμα πιο εξωτική ιδέα προτάθηκε που ονομάζεται 'φανταστική ενέργεια' (phantom energy) παρακλάδι της πεμπτουσίας. Αυτή έχει την παράξενη ιδιότητα ότι η απωθητική της δύναμη γίνεται ολοένα ισχυρότερη καθώς επεκτείνεται το σύμπαν και αυξάνει ο χρόνος. Η φανταστική σκοτεινή ενέργεια θα μπορούσε να οδηγήσει σε ένα Μεγάλο Σχίσμα, όπου όλα στο Σύμπαν  γαλαξίες, αστέρια, άνθρωποι - θα ξεσκιστούν τελικά. Ευτυχώς, είναι δύσκολο να εξηγήσει τι συμβαίνει στο μικροσκοπικό επίπεδο της σωματιδιακής φυσικής. Επίσης, υπάρχει ένα άλλο παρακλάδι της πεμπτουσίας η k-ουσία από την κινητική ενέργεια.

Άλλοι υποψήφιοι για την σκοτεινή ενέργεια περιλαμβάνουν έναν πεπλεγμένο ιστό ατελειών στη γεωμετρία του χωρόχρονου, γνωστή ως περιοχές τοιχών (domain walls), ή ένα εξωτικό ρευστό που το ονόμασαν 'αέριο Chaplygin', που υπενθυμίζει τη συμπεριφορά της ύλης που φάνηκε αρχικά στις μελέτες της αεροδυναμικής.

Το μοντέλο του αερίου Chaplygin είναι μια προσπάθεια να ενοποιηθεί η σκοτεινή ύλη και η σκοτεινή ενέργεια, που βασίζεται στην εργασία ενός Ρώσου φυσικού στη δεκαετία του '30. Το μοντέλο αυτό παράγει ένα αρχικό στάδιο σαν τη σκοτεινή ύλη που ακολουθείται από μια εξέλιξη σαν τη σκοτεινή ενέργεια, αλλά έχει πρόβλημα στην εξήγηση της διαδικασίας του σχηματισμού των γαλαξιών.

Παρά την έρευνα που έχει γίνει για την ύπαρξη ενός παράξενου νέου τύπου ύλης, άλλοι φυσικοί έχουν προτείνει ότι η σημερινή θεωρία της βαρύτητάς μας - η Γενική Σχετικότητα - χρειάζεται τροποποίηση. Μπορούμε να την εφαρμόσουμε πάρα πολύ απλά ή μπορεί να αλλάξει τη συμπεριφορά της στις πολύ μεγάλες κλίμακες.

Αλλά παράξενες ιδέες για την σκοτεινή ενέργεια υπάρχουν στη θεωρία χορδών, στην κοσμολογία βρανών και την ολογραφική αρχή. Όμως οι σπουδαιότερες θεωρίες είναι η κοσμολογική σταθερά Λ και η πεμπτουσία.

Αυτή τη στιγμή δεν ξέρουμε ποιά ενδεχομένως από αυτές τις ιδέες μπορεί να είναι αληθινή, γι αυτό και η σκοτεινή ενέργεια παραμένει μία από τις πρώτιστες προκλήσεις που αντιμετωπίζουν οι κοσμολόγοι. Αυτά τα ζητήματα μπορούν να απαντηθούν μόνο με την παρατήρηση του σύμπαντος με μεγαλύτερη ακρίβεια, και μάλιστα είναι εν εξελίξει πολλά πειράματα ενώ προετοιμάζονται ακόμα περισσότερα στα ερευνητικά κέντρα.

Πειραματικές μετρήσεις

Για να μάθουμε ποιά από τις εναλλακτικές λύσεις είναι η σωστή, χρειαζόμαστε μεγάλης ακρίβειας μετρήσεις της διαστολής του σύμπαντος για να καταλάβουμε πώς αλλάζει κατά τη διάρκεια του χρόνου η ταχύτητα της διαστολής. Και η μέτρηση της εξίσωσης της κατάστασης της σκοτεινής ενέργειας είναι μία από τις μεγαλύτερες προκλήσεις στην παρατηρητική κοσμολογία σήμερα.

Βέβαια υπάρχουν αρκετοί τρόποι για να εξετάσουμε τις ιδέες για την σκοτεινή ενέργεια. Η μέτρηση της ταχύτητας διαστολής του Σύμπαντος με τις παρατηρήσεις των υπερκαινοφανών (σουπερνοβών) τύπου 1a είναι ο ένας τρόπος, όμως αρκετές νέες έρευνες ακολουθούν την αρχική εργασία που ανέτρεψε τα πάντα. Ένα σχέδιο που υποστηρίζεται από τη NASA είναι να εκτοξευτεί ένα διαστημικό τηλεσκόπιο - θα λέγεται Joint Dark Energy Mission ή JDEM -, που θα προσπαθήσει να δει υπερκαινοφανείς με πολύ υψηλή ερυθρή μετατόπιση, αλλά θα μελετήσει επίσης και τη σκοτεινή ενέργεια χρησιμοποιώντας άλλες μεθόδους. Η Ευρωπαϊκή Υπηρεσία Διαστήματος (ESA) έχει ένα παρόμοιο πρόγραμμα υπό συζήτηση που ονομάζεται Dark UNiverse Explorer (DUNE).

Μπορούμε όμως να ανακαλύψουμε περισσότερα για τη γεωμετρία του Σύμπαντος χρησιμοποιώντας μια άλλη προσέγγιση βασισμένη στις μεγάλες έρευνες των γαλαξιών. Πρόσφατα έγιναν μελέτες για τον τρόπο που οι γαλαξίες συγκεντρώνονται ανάλογα με τις ερυθρές τους μετατοπίσεις (με άλλα λόγια, την συσσώρευση γαλαξιών διαφορετικών εποχών),  από δύο μεγάλες αστρονομικές έρευνες, την Sloan Digital Sky Survey (SDSS) και την αγγλο-αυστραλιανή έρευνα πεδίου 2 μοιρών (2dF) για την ερυθρή μετατόπιση των γαλαξιών. Οι δύο έρευνες έχουν αποκαλύψει τις συνθήκες που υπήρχαν στο πρώιμο Σύμπαν. Τα ηχητικά κύματα καθώς ταξίδευαν μέσα στο καυτό μέσο του τότε σύμπαντος, αποτυπώθηκαν με κυματισμούς στην πυκνότητα της ύλης και αποκαλύπτονται τώρα στην μεγάλη κλίμακα της συγκέντρωσης των γαλαξιών. Όπως και με την ακτινοβολία CMB, η κλίμακα επηρεάζεται από τη γεωμετρία του Σύμπαντος. Υπάρχει μια πρόταση να μετρηθεί το γωνιακό μέγεθος αυτών των κυματισμών με τη βοήθεια ενός ειδικού οργάνου, το Wide Field Multi - Object Spectrograph (WFMOS), τοποθετημένο στα τηλεσκόπια Gemini ή Subaru στη Χαβάη και τη Χιλή αντίστοιχα. Το όργανο αυτό θα μετρούσε με ακρίβεια τις ερυθρές μετατοπίσεις εκατομμυρίων γαλαξιών.

Άλλα πειράματα προσπαθούν να εξετάσουν τον αντίκτυπο της σκοτεινής ενέργειας πάνω στην αύξηση της δομής. Η απωστική φύση της σκοτεινής ενέργειας θα εμπόδιζε την βαρυτική κατάρρευση, ιδιαίτερα στις μικρές κλίμακες. Αν μελετηθεί πόσο γρήγορα σχηματίστηκε η δομή στο πρόσφατο Σύμπαν, μπορούμε τότε να μάθουμε για το πώς αναπτύχθηκε η σκοτεινή ενέργεια. Υπάρχουν διάφοροι τρόποι να γίνει αυτό. Ο ένας είναι να εξετάσουμε απλά την πυκνότητα των μεγάλων σμηνών των γαλαξιών. Εάν η σκοτεινή ενέργεια είναι σημαντική, τότε αυτή δεν πρέπει να έχει αλλάξει πολύ, επειδή το σύμπαν ήταν λίγο νεώτερο. Ένας από τους σημαντικότερους στόχους του προτεινόμενου διεθνούς (με τη βρετανική συνεργασία) Dark Energy Survey (DES) είναι να ερευνηθεί αυτό το φαινόμενο.

Κατανομή των γαλαξιών όπως αποκαλύφθηκε με την έρευνα 2dF

Όργανα για τη μελέτη της σκοτεινής ενέργειας: (από αριστερά προς δεξιά) Η αποστολή Joint Dark Energy - JDEM (NASA), το Panoramic Survey Telescope και Rapid Response System - (Pan-STARRS από το πανεπιστήμιο της Χαβάης), ο Φασματογράφος Wide-field Fiber Multi-Object WFMOS (διεθνής συνεργασία), το Supernova/Acceleration Probe - SNAP (του Εθνικού Εργαστηρίου Lawrence στο Μπέρκλευ), και τέλος το Large Synoptic Survey Telescope - LSST (αμερικανική συνεργασία)

Συσσώρευση γαλαξιών

Μια άλλη προσέγγιση για τη μελέτη της σκοτεινής ενέργειας είναι η εστίαση σε μεγαλύτερες κλίμακες, με σκοπό να εξετάσουμε πίσω χρονικά τις συσσωρεύσεις των γαλαξιών, όταν το σύμπαν ήταν ακόμα πολύ νέο. Μπορούμε να το κάνουμε είτε μέσω των ερευνών για τους γαλαξίες με μεγάλες μετατοπίσεις προς το ερυθρό, είτε με τη μελέτη της κατανομής της σκοτεινής ύλης (που κρύβεται κάτω από τις συσσωρεύσεις των γαλαξιών) με διαφορετικές ερυθρές μετατοπίσεις. Αν και δεν μπορούμε να δούμε την σκοτεινή ύλη άμεσα, η βαρύτητά της κάμπτει το φως που προέρχεται από αντικείμενα πίσω από αυτήν, προκαλώντας μικρές διαστρεβλώσεις στις εικόνες τους (αυτή η βαρυτική εστίαση είναι μια άλλη πρόβλεψη της θεωρίας του Αϊνστάιν). Σημαντικές νέες έρευνες προγραμματίζονται και στους δύο τομείς, εξερευνώντας συχνά αυτές τις λεωφόρους ταυτόχρονα. Παραδείγματος χάριν, το αμερικανικό Large Synoptic Survey Telescope (ένα τηλεσκόπιο 8,4 μέτρων) προγραμματίζει να κάνει εστίαση, συσσώρευση γαλαξιών και έρευνες των υπερκαινοφανών.

Τέλος, στις αρκετά μεγάλες κλίμακες, ελπίζουμε να εξετάσουμε την ίδια τη συσσώρευση της σκοτεινής ενέργειας. Ένας τρόπος είναι να μελετηθούν οι διακυμάνσεις της CMB που προκλήθηκαν βαρυτικά από την παρουσία της σκοτεινής ενέργειας, η οποία είναι γνωστή ως ολοκληρωμένο φαινόμενο Sachs-Wolfe. Οι αστρονόμοι το ανίχνευσαν αυτό το φαινόμενο πρόσφατα κάνοντας συσχετισμό των αποτελεσμάτων από τις πιο πρόσφατες έρευνες της CMB, όπως η WMAP, με τις έρευνες της δομής μεγάλης κλίμακας, όπως είναι η SDSS και άλλες.

Όλοι αυτοί οι τρόποι για την παρατήρηση της σκοτεινής ενέργειας μας λένε κάτι ελαφρώς διαφορετικό για αυτήν, και μόνο αν τις βάλουμε μαζί μπορούμε να πάρουμε μια συνεπή εικόνα της. Παραδείγματος χάριν, ακόμη και με προφανώς τις ίδιες γεωμετρικές ιδιότητες, οι τροποποιημένες θεωρίες της βαρύτητας μπορούν να προβλέψουν σημαντικά διαφορετική εξέλιξη των δομών από τις άλλες λύσεις της σκοτεινής ενέργειας.

Για την κατανόηση της σκοτεινής ενέργειας θα χρειαστεί σαφώς μια συντονισμένη προσπάθεια από πολλές και διαφορετικές παρατηρήσεις, ωθώντας έτσι στο όριο ό,τι μπορούμε να ανακαλύψουμε σχετικά με το σύμπαν μας. Πάντως, οι επενδύσεις είναι βασικές για να καταφέρουμε να κατανοήσουμε γιατί η διαστολή επιταχύνεται, είτε από έναν νέο τύπο ύλης είτε λόγω μιας τροποποίησης των νόμων της βαρύτητας στις μεγάλες κλίμακες. Σε κάθε άλλη περίπτωση, μπορούμε να βασιστούμε σε άλλες εκπλήξεις στο μακρύ δρόμο της έρευνας.

Home