Σκοτεινή Ενέργεια: Στην επόμενη δεκαετία θα ξέρουμε περισσότερα γι αυτήν

Άρθρο, Δεκέμβριος 2007

Δέκα χρόνια αφότου οι αστροφυσικοί ανακάλυψαν ότι η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται, κάποιες μετρήσεις εν συνεχεία μας έδωσαν λιγοστές ενδείξεις για τη φύση της σκοτεινής ενέργειας που την προκαλεί. Η πρόοδος όμως στις παρατηρητικές τεχνικές υπόσχεται να ρίξει φως σε αυτήν την επαναστατική φυσική σε μια δεκαετία.

Μια δεκαετία πριν, στο σύμπαν εντοπίστηκε η σκοτεινή ενέργεια. Με βάση τις παρατηρήσεις των πολύ απόμακρων υπερκαινοφανών, δύο ομάδες αστροφυσικών ανήγγειλαν στην αρχή του 1998 το καταπληκτικό συμπέρασμα ότι η κοσμική διαστολή επιταχύνεται πραγματικά - και δεν επιβραδύνεται κάτω από την επίδραση της βαρύτητας όπως αναμενόταν. Η επίπτωση από αυτή την παρατήρηση ήταν σχεδόν έξω από κάθε πεποίθηση: προκειμένου να επιταχύνεται η διαστολή, περίπου το 75% της μάζας και της ενέργειας μαζί του Κόσμου έπρεπε να αποτελείται από κάποια παράξενη, βαρυτικά απωστική ουσία που κανένας δεν την είχε δει ποτέ πριν. Αυτή η ουσία, που θα καθορίσει τη μοίρα του Κόσμου, ονομάστηκε σκοτεινή ενέργεια.

Σαν ένα άτομο που έρχεται αντιμέτωπο με τη διάγνωση μιας ασθένειας απειλητικής για τη ζωή του, η επιστημονική κοινότητα πέρασε πέντε στάδια αντίδρασης στην ανακάλυψη της σκοτεινής ενέργειας: στην αρχή άρνηση, μετά θυμός, ύστερα διαπραγμάτευση, κατάθλιψη και στο τέλος αποδοχή. Χάρις σε διάφορες ανεξάρτητες παρατηρήσεις, είμαστε τώρα αρκετά μετά από το πρώτο στάδιο.

Αρχικά οι μετρήσεις του Κοσμικού Υποβάθρου Μικροκυμάτων - το λουτρό της ακτινοβολίας μικροκυμάτων που έμεινε από τη Μεγάλη Έκρηξη - που έγιναν το 2000 από τα πειράματα Boomerang και MAXIMA, και το 2003 από το δορυφόρο WMAP, έχουν προσφέρει την ανεξάρτητη υποστήριξη για ένα επιταχυνόμενο σύμπαν.

Επιπλέον αποδείξεις για την επιτάχυνση έχουν προέλθει από την Ψηφιακή Έρευνα Ουρανού Sloan, η οποία το 2005 μέτρησε "τους κυματισμούς" στις κατανομές των γαλαξιών που αποτυπώθηκαν στις ακουστικές ταλαντώσεις του αρχέγονου πλάσματος 360.000 χρόνια μετά από το Big Bang όταν το σύμπαν είχε ψυχθεί τόσο, όσο να επιτρέψει στην ύλη και την ακτινοβολία να αποσυνδεθούν [να μπορεί η ακτινοβολία να διαδοθεί μέσα στην ύλη όταν τα ηλεκτρόνια συνδέθηκαν με τα πρωτόνια]. Οι αστρονόμοι έχουν υποστηρίξει επίσης τα δεδομένα για έναν Κόσμο σε φάση επιτάχυνσης μελετώντας το βαρυτικό εστιασμό - τον τρόπο που το φως από πολύ μακρινές πηγές κάμπτεται από το πεδίο βαρύτητας πολύ μεγάλων σμηνών γαλαξιών, όταν αυτά βρεθούν στο δρόμο του. Τέλος, η ίδια η αρχική προσέγγιση των υπερκαινοφανών έχει επεκταθεί και έχει ενισχυθεί με πρόσθετα αντικείμενα, με πιο ακριβείς μετρήσεις που φτάνουν στις απαρχές του σύμπαντος, και με τη βοήθεια των επίγειων τηλεσκοπίων και του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble.

Όλες μαζί αυτές οι παρατηρήσεις έχουν οδηγήσει τους κοσμολόγους σε μια περιγραφή του σύμπαντος, που ονομάζεται το μοντέλο της συμφωνίας ή των ενδείξεων (concordance). Σε αυτήν την εικόνα, το 75% της κοσμικής μάζας και ενέργειας μαζί είναι ένα μυστήριο συστατικό, βαρυτικά απωστικό που επιταχύνει την διαστολή, ενώ το υπόλοιπο 25% έχει ελκτικές αλληλεπιδράσεις βαρύτητας. Στην πραγματικότητα, η πλειοψηφία αυτού του 25% (το 5/6 συγκεκριμένα) δεν είναι ούτε κανονική ύλη αλλά μάλλον κάποια πρόσθετη άγνωστη ουσία - η σκοτεινή ύλη - που έλκεται κανονικά από την ύλη αλλά δεν αλληλεπιδρά με την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Εν γένει, το μοντέλο concordance δείχνει ότι εμείς καταλαβαίνουμε μόνο ένα κάπως ντροπαλό 4% του περιεχομένου του σύμπαντος μας.

Αντιμετωπίζοντας τα δεδομένα

Μέχρι το τέλος του 2003 κανένας πια δεν μπορούσε να αρνηθεί την κοσμική επιτάχυνση. Έως τότε, εντούτοις, είχε αρχίσει να παρεμβάλλεται η απογοήτευση ή ο θυμός στις σκέψεις των κοσμολόγων. Ακριβώς όπως ένας βαριά άρρωστος φωνάζει "γιατί εγώ, γιατί τώρα;", έτσι και οι φυσικοί που προσπαθούν να καταλάβουν γιατί ο Κόσμος επιταχύνεται, και ειδικότερα γιατί το κάνει έτσι τώρα. Κι αυτό επειδή οι παρατηρήσεις των υπερκαινοφανών ενώ δεν μπόρεσαν να μας πουν τι είναι ακριβώς η σκοτεινή ενέργεια, μας έδωσαν να καταλάβουμε ότι οι γαλαξίες απομακρύνονται με μια λυσσαλέα ταχύτητα, παρόμοια με αυτήν που θα αναμέναμε εάν ο Κόσμος διαπερνιέται από την κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν, που από καιρό είχε εγκαταλειφθεί.

Αμέσως μετά από την παρουσίαση της γενικής σχετικότητάς του το 1915, ο Αϊνστάιν - που σε αυτήν περιγράφει τη δυναμική του σύμπαντος καθώς και τη εξέλιξη της ύλης και της ενέργειας σε αυτό - εισήγαγε μια σταθερά στις εξισώσεις του για να εξουδετερώσει στην ελκυστική δύναμη της κανονικής ύλης. Αυτό τον όρο το εισήγαγε επειδή θέλησε τη νέα του θεωρία να ταιριάζει με την τότε πεποίθηση ότι ο Κόσμος ήταν στατικός. Αλλά όταν, το 1929, ο Edwin Hubble έδειξε ότι ο Κόσμος επεκτεινόταν, ο Αϊνστάιν αναγκάστηκε να αποτραβήξει την κοσμολογική σταθερά του πάλι. Βέβαια, από τότε η πιθανότητα μιας βαρυτικά απωστικής ενέργειας έχει παραμείνει στη θεωρία του Αϊνστάιν.

Είναι ενδιαφέρον, αν και η "κοσμολογική σταθερά" είναι τελικά μια πηγή έντονης απογοήτευσης για τους φυσικούς, ότι προβλέπεται επίσης από την  κβαντομηχανική. Η θεωρία κβαντικού πεδίου προβλέπει ότι ακόμη και το κενό διάστημα έχει μια ενεργειακή πυκνότητα λόγω της αυθόρμητης δημιουργίας και εξαΰλωσης εικονικών σωματιδίων. Εντούτοις, η ενεργειακή πυκνότητα του κενού που βασίζεται σε αυτά τα σωματίδια που υπάρχουν μέσα στο κενό, σύμφωνα με την κβαντομηχανική πρέπει να είναι 10¹²⁰ φορές μεγαλύτερη από την τιμή που απαιτείται για να εξηγήσει την κοσμική επιτάχυνση.

Προσθέστε δε σε αυτό το αίνιγμα για τη σκοτεινή ενέργεια, ότι είναι δηλαδή 120 τάξεις μεγαλύτερη, και το γεγονός ότι η κοσμική επιτάχυνση εμφανίζεται να έχει αρχίσει σχετικά πρόσφατα στην κοσμική ιστορία, για να δείτε το πρόβλημα. Πιθανώς η κοσμολογική σταθερά θα μπορούσε να έχει ξεπεράσει τη βαρυτική έλξη της ύλης οποιαδήποτε στιγμή κατά τη διάρκεια των τελευταίων 13,7 δισεκατομμυρίων ετών, κατά τη διάρκεια των οποίων το σύμπαν έχει διασταλεί κατά έναν παράγοντα 10²⁸ περίπου. Ακόμα αυτή συνέβαλε μόνο κατά τη διάρκεια του τελευταίου παράγοντα της δύο διαστολών  - μια σύμπτωση με πιθανότητα να συμβεί ακριβώς 2 προς 10²⁸! Αυτοί οι παραλογισμοί φαίνονται να μην είναι αρκετά κανονισμένοι για να κάνουν τους επιστήμονες τρελούς, ή να πάμε προς μια ανθρωπική εξήγηση, στην οποία οι νόμοι της φύσης συνδέονται κατά κάποιο τρόπο με την παρουσία μας.

Οι φυσικοί αντιμετώπισαν το θυμό με παζάρια: ίσως (είπαν) εμείς να μην εξετάζουμε ή να μην έχουμε μια αληθινή κοσμολογική σταθερά, αλλά ένα μεταβαλλόμενο κβαντικό πεδίο που ρυθμίζει την ενεργειακή πυκνότητα του κενού, ανάλογα με τη διαστολή του σύμπαντος. Αυτό θα μπορούσε να ήταν επίσης ένα ενθύμιο του πληθωρισμού - μια περίοδο αμέσως μετά από το Big Bang κατά τη διάρκεια του οποίου ο Κόσμος μας επεκτάθηκε κατά έναν παράγοντα ίσως 10²⁶ σε μόλις 10^-33 δευτερόλεπτα. Ίσως το μέγεθος της μετρημένης κοσμολογικής σταθεράς να είναι μικρό, επειδή ο Κόσμος είναι παλιός, και ίσως ο λόγος για τον οποίο η επιτάχυνση εμφανίστηκε τόσο κοντά στο σήμερα είναι επειδή η ύλη μόνο πρόσφατα μπόρεσε να κυριαρχήσει πάνω στην ακτινοβολία και να σχηματίσει πυκνές δομές.

Από το 1998, οι θεωρητικοί εξέτασαν μια μεγάλη ποικιλία τέτοιων μοντέλων, παραδείγματος χάριν περιέλαβαν νέα κβαντικά πεδία όπως την "πεμπτουσία" και διάφορες επεκτάσεις της γενικής σχετικότητας. Μπορεί να έχει σημειωθεί πρόοδος στην ανάπτυξη μοντέλων, αλλά παραμένει το μπλέξιμο. Η δυσκολία στο να αποφασίσουμε μεταξύ των πολλών προτάσεων για τη σκοτεινή ενέργεια - συνδέεται με το γεγονός ότι οι περισσότερες μετρήσεις που μπορούμε να εκτελέσουμε για να δοκιμάσουμε και να καταλάβουμε τις ιδιότητές της στηρίζονται στην περίπλοκη αστροφυσική των απόμακρων αντικειμένων - έχει φέρει κάποιους από την κοινότητα των αστροφυσικών στο στάδιο της κατάθλιψης.

Πάντως, οι πρόοδοι τα τελευταία χρόνια δείχνουν ότι μπορεί να υπάρχει κάποιο φως στο τέλος της σήραγγας. Ένας συνδυασμός πειραμάτων, θεωρίας και υπολογισμού θα πρέπει σύντομα να οδηγήσει τους ερευνητές στο στάδιο της αποδοχής, και ενδεχομένως σε μια κατανόηση και μια εκτίμηση για τη φύση του επιταχυνόμενου σύμπαντος.

Μαθαίνοντας να περπατάμε

Στα 10 χρόνια από την ανακάλυψη της κοσμικής επιτάχυνσης, οι ερευνητές έχουν μάθει τα βασικά για το πώς να την χειριστούν. Ένα μεγάλο μέρος οφείλεται στον καθορισμό της "καταστατικής εξίσωσης" για τη σκοτεινή ενέργεια. Ο Αϊνστάιν έδειξε ότι εκτός από τη μάζα, στη βαρύτητα συμβάλλουν όλες οι μορφές της ενέργειας. Ειδικότερα, η γενική σχετικότητα προβλέπει ότι η δύναμη της ελκτικής βαρύτητας εξουσιάζεται από έναν ιδιαίτερο συνδυασμό της ενεργειακής πυκνότητας, ρ, και της πίεσης, p, με τη μορφή: ρ + 3p. Πάντως, εάν η πίεση είναι αρνητική (όπως είναι όταν δύο αντικείμενα χωρίζονται από ελατήρια για παράδειγμα), αυτός ο συνδυασμός μπορεί να έχει μια τιμή μικρότερη από μηδέν, και αλλάζοντας κατά συνέπεια τη βαρύτητα από μια ελκτική σε μια απωστική δύναμη.

Οι φυσικοί επομένως συχνά ορίζουν την καταστατική εξίσωση σύμφωνα με την ποσότητα (παράμετρο) w = p/ρ, όπου το w πρέπει να είναι μικρότερο από -1/3 για να προκαλέσει την κοσμική επιτάχυνση (για να είναι δηλαδή το ρ + 3p<0). Η κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν αντιστοιχεί σε παράμετρο w  = -1, δεδομένου ότι μια κατάσταση στην οποία η πίεση είναι ίση και αντίθετη από την ενεργειακή πυκνότητα είναι ο μόνος τρόπος για να επιτευχθεί μια μοναδική ενεργειακή πυκνότητα, που δεν θα αλλάζει στο χώρο και το χρόνο, όπως ο Αϊνστάιν πίστευε. Αλλά στην προσπάθεια να γίνει κατανοητή η φύση και η προέλευση της σκοτεινής ενέργειας, οι ερευνητές έχουν κινηθεί πέρα από αυτή την απλή καταστατική εξίσωση και έχουν ερευνήσει κι άλλες τιμές της παραμέτρου w της καταστατικής εξίσωσης και ειδικότερα τώρα επιδιώκουν να καταλάβουν τις ιδιότητες της σκοτεινής ενέργειας ως συνάρτηση του χρόνου, w(t).

Χάρις στα στοιχεία που συλλέγονται από τα παρατηρητήρια στο έδαφος και το διάστημα κατά τη διάρκεια της τελευταίας δεκαετίας, ξέρουμε ότι η παράμετρος w όπως υπολογίζεται κατά μέσο όρο κατά τη διάρκεια των τελευταίων 7 δισεκατομμυρίων ετών - από τότε που το σύμπαν είχε τη μισή από τη σημερινή ηλικία του - είναι εντός του 10% της κοσμολογικής σταθεράς του Αϊνστάιν, w = -1. Η περίοδος της επιτάχυνσης εμφανίζεται να έχει αρχίσει πριν περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια, πριν από την οποία η σκοτεινή ενέργεια ήταν αρκετά μικρή, κι έτσι μέχρι τότε η βαρύτητα κυριαρχούσε και προκαλούσε τη βαθμιαία επιβράδυνση της διαστολής του κόσμου (δηλ. την κοσμική επιβράδυνση).

Η γνώση μας για το πώς προέκυψε πραγματικά η σκοτεινή ενέργεια και εάν μεταβάλλεται με το χρόνο είναι ακόμα μέτρια. Παραδείγματος χάριν, το μόνο που μπορούμε να συμπεράνουμε μέχρι τώρα είναι ότι η παράμετρος της καταστατικής εξίσωσης W δεν έχει μεταβληθεί πολύ περισσότερο από έναν παράγοντα δύο, κατά τη διάρκεια των τελευταίων 7 δισεκατομμυρίων ετών. Η πρόκληση που έχουμε τώρα είναι να μετατραπεί η γνώση της W σε μια μέτρηση ακριβείας, με μια μικρή αβεβαιότητα τοις εκατό, και να μάθουμε πώς μεταβάλλεται με το χρόνο με μια ακρίβεια καλύτερη από 10%. Τότε θα έχουμε έναν πολύ καλύτερο οδηγό για τη νέα φυσική που εξηγεί τον Κόσμο μας.

Ένας τρόπος για να το πετύχουμε είναι να συλλεχθούν περισσότεροι τύποι στοιχείων χρησιμοποιώντας άμεσους και καλά κατανοητούς κοσμολογικούς ελέγχους. Απλά λαμβάνοντας περισσότερα στοιχεία από αυτά που ήδη έχουμε ανεπαρκή. Πρέπει να παρατηρήσουμε τους υπερκαινοφανείς και τους γαλαξίες που βρίσκονται βαθύτερα στο διάστημα, και έτσι να πάμε πίσω στον χρόνο. Πρέπει, επίσης, να είμαστε σε θέση να ξεχωρίσουμε τις αληθινές ιδιότητες του σύμπαντος ξεχωρίζοντας τις από τις ατέλειες των παρατηρήσεων μας. Παραδείγματος χάριν, μια σουπερνόβα θα μπορούσε να εμφανιστεί σε μας αμυδρή είτε επειδή βρίσκεται πιο πέρα ή επειδή το φως της έχει διασκορπιστεί από τη σκόνη στο γαλαξία όπου βρίσκεται, και να γίνει απομίμηση του βαρυτικού εστιασμού με ένα θόλωμα της εικόνας των τηλεσκοπίων λόγω της γήινης ατμόσφαιρας.

Επειδή πολλές από τις ιδιότητες της σκοτεινής ενέργειας αναμιγνύονται με άλλες ποσότητες, όπως η πυκνότητα της ύλης στο σύμπαν, είναι επίσης ζωτικής σημασίας να χρησιμοποιηθούν αρκετά διαφορετικές παρατηρησιακές τεχνικές. Επιπλέον, επειδή η σκοτεινή ενέργεια έχει και άμεσα αποτελέσματα στις κοσμικές αποστάσεις και έμμεσα αποτελέσματα στην ανάπτυξη των γαλαξιών και τα σμήνη των γαλαξιών (δεδομένου ότι είναι δύσκολο να αναπτυχθούν μεγάλες συγκεντρώσεις της μάζας εάν το διάστημα μεταξύ τους απομακρύνεται γρήγορα), οι συμπληρωματικές τεχνικές μπορούν επίσης να βοηθήσουν ώστε να απαντηθεί το σημαντικό θέμα ποιας γεύσης νέας φυσικής απαιτείται. Αυτό θα μπορούσε να είναι ένα νέο φυσικό συστατικό όπως μια κβαντική ενέργεια πεδίου, που θα είχε επίδραση στις κοσμικές αποστάσεις και την ανάπτυξη των γαλαξιών με τον ίδιο τρόπο, ή ένας νέος φυσικός νόμος που επεκτείνει τη βαρύτητα του Αϊνστάιν, που μπορεί να έχει επιπτώσεις στις αποστάσεις και την ανάπτυξη με διαφορετικό τρόπο.

Εάν εξετάσουμε στην ιστορία των επιστημών τι έγινε στο παρελθόν για να ανακαλυφθεί μια νέα φυσική θα καταλάβουμε γιατί χρειαζόμαστε νέες παρατηρήσεις για να λύσουμε αυτό το ζήτημα. Ο γρίφος του 18ου αιώνα για την κίνηση των πλανητών στο εξωτερικό ηλιακό σύστημα λύθηκε με την προσθήκη ενός νέου πλανήτη, του Ποσειδώνα, ο οποίος ανακαλύφθηκε το 1829. Ο γρίφος του 19ου αιώνα για την κίνηση του Ερμή, αφ' ετέρου, οδήγησε σε μια επέκταση της νευτώνειας βαρύτητας: στη γενική σχετικότητα. Ο γρίφος του 20ου αιώνα πάνω στις κινήσεις των άστρων μέσα στους γαλαξίες θα λυθεί πιθανώς από την ανακάλυψη ενός νέου συστατικού - τα σωματίδια της σκοτεινής ύλης, αν και δεν τα έχουμε βρει ακόμα. Για τη σκοτεινή ενέργεια, που είναι αυτήν την περίοδο το πιο πιεστικό πρόβλημα στην κοσμολογία, υπάρχουν δύο δυνατότητες ή να οφείλεται σε ένα νέο συστατικό είτε σε ένα νέο νόμο, και η λύση του προβλήματος μπορεί να βρεθεί μόνο μέσω προσεκτικά προγραμματισμένων αστρονομικών πειραμάτων.

Κάνοντας ευαίσθητες παρατηρήσεις του νεαρού σύμπαντος

Υπάρχουν τέσσερις κύριες πειραματικές τεχνικές που θα μας επιτρέψουν να ρίξουμε φως πάνω στο μυστήριο της σκοτεινής ενέργειας. Η πρώτη είναι να ψάξουμε για κυματισμούς στις κατανομές των γαλαξιών, οι οποίες δημιουργήθηκαν με τις ακουστικές ταλαντώσεις της βαρυονικής (δηλ. της κανονικής)  ύλης όταν αυτή συνδέθηκε με την κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου, προτού η ύλη και η ακτινοβολία αποσυνδεθούν. Όπως τα φύλλα (τα βαρυόνια) που επιπλέουν σε μια λίμνη (η ακτινοβολία υποβάθρου εδώ), οι κυματισμοί στο νερό αποκαλύπτονται στον τρόπο που κινούνται τα φύλλα. Δεδομένου ότι εμείς μπορούμε να μετρήσουμε το μήκος κύματος των κυματισμών από το μοτίβο των διακυμάνσεων της θερμοκρασίας στο Κοσμικό Υπόβαθρο Μικροκυμάτων, μπορούμε να τα συγκρίνουμε με τις παρατηρήσεις της κατανομής των γαλαξιών πάνω στον ουρανό για να καθορίσουμε τις αποστάσεις που βρίσκονται αυτοί οι γαλαξίες.

Επειδή το μόνο 1/6 όλης της ύλης είναι βαρυονική, ενώ η υπόλοιπη είναι σε κάποια σκοτεινή μορφή που έλκεται μεν αλλά δεν συνδέεται με το φως (όπως οι πέτρες στη λίμνη που είναι απρόσβλητες από την κίνηση του ύδατος), το βαρυονικό μοτίβο ταλάντωσης είναι λεπτότερο (και μικρότερο) από τις διακυμάνσεις της θερμοκρασίας που βλέπουμε άμεσα στο υπόβαθρο μικροκυμάτων χρησιμοποιώντας τους δορυφόρους σαν τον WMAP. Εντούτοις, το 2005 η Ψηφιακή Έρευνα Ουρανού Sloan, που βασίζεται σε στοιχεία - που λαμβάνονται από ένα τηλεσκόπιο 2,5 μέτρων στο Νέο Μεξικό - του παρελθόντος (πριν 4 δισεκατομμύρια χρόνια), ανίχνευσε εξασθενημένους βαρυονικούς κυματισμούς. Πράγματι, όπως αναφέρθηκε πιο πάνω, το γεγονός ότι τα σχήματα των γαλαξιών συμφωνούν με το μοντέλο της συμφωνίας ή των ενδείξεων (concordance) στηρίζει την ανακάλυψη του επιταχυνόμενου σύμπαντος.

Για να βελτιώσουμε την ακρίβεια των μετρήσεων πρέπει τώρα να επεκτείνουμε τέτοιες έρευνες γαλαξιών σε πολύ μεγαλύτερους όγκους. Το 2009 σχεδιάζεται να ξεκινήσει η Έρευνα της Βαρυονικής Ταλάντωσης του Ουρανού, στο ένα τέταρτο του ουρανού με μία μετατόπιση προς το ερυθρό (redshift)  z = 0.8, όταν ο Κόσμος είχε δηλαδή τη μισή από τη σημερινή ηλικία του, καθώς επίσης και μια φέτα του Κόσμου με z = 2.5, όταν ήταν στο ένα έκτο της σημερινής ηλικίας του. (Η μετατόπιση προς το ερυθρό των γραμμών του φάσματος οφείλεται στο 'τέντωμα' της ακτινοβολίας, επειδή ο Κόσμος διαστέλλεται και δίνει έτσι ένα μέτρο απόστασης: z = (λ_obs – λ₀)/λ₀, όπου λobs είναι το μήκος κύματος του φωτός που ανιχνεύεται και λ₀ το μήκος κύματος του φωτός όταν εκπέμφθηκε.)

Το Πείραμα Σκοτεινής Ενέργειας με το Τηλεσκόπιο Hobby–Eberly (HETDEX), που προγραμματίζεται να αρχίσει τις παρατηρήσεις του το 2010, θα επικεντρωθεί σε αυτήν την τελευταία φέτα του ουρανού με μεγάλη λεπτομέρεια.

Η μέθοδος της βαρυονικής ακουστικής ταλάντωσης είναι συνήθως ευαίσθητη στην πυκνότητα της ύλης του σύμπαντος. Κι αυτό οφείλεται στο ότι τέτοιες μετρήσεις απαιτούν μια σύγκριση μεταξύ του παρατηρούμενου μεγέθους των ακουστικών κυματισμών, με το μέγεθος που αναμένεται από το Κοσμικό Υπόβαθρο Μικροκυμάτων, η  οποία δημιουργήθηκε σε μια εποχή που η ελκτική βαρύτητα από την ύλη θα είχε κυριαρχήσει πάνω στην απωστική βαρύτητα της σκοτεινής ενέργειας. Εντούτοις, όταν συνδυαστεί με τις παρατηρήσεις των υπερκαινοφανών θα διαδραματίσει έναν σημαντικό ρόλο στον διαχωρισμό της πυκνότητας της ύλης από τις ιδιότητες της σκοτεινής ενέργειας.

Μια δεύτερη τεχνική για να καταπιαστούμε με τη σκοτεινή ενέργεια είναι να μελετηθεί το ίδιο το Κοσμικό Υπόβαθρο Μικροκυμάτων. Οι θερμοκρασίες και η χωρική έκταση των θερμών και ψυχρών σημείων σε αυτήν την θάλασσα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας προσφέρουν ένα θαυμάσιο έλεγχο του αρχέγονου σύμπαντος 360.000 χρόνια μετά από τη Μεγάλη Έκρηξη. Επειδή ότι ο πρώιμος Κόσμος θα πρέπει να εξουσιάζεται από την ύλη, με λίγη σκοτεινή ενέργεια, το υπόβαθρο των μικροκυμάτων μας λέει λίγα άμεσα πράγματα σχετικά για τις ιδιότητες της σκοτεινής ενέργειας. Αλλά, σαν τις βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις, διαδραματίζει έναν σημαντικό ρόλο στον διαχωρισμό της πυκνότητας της ύλης.

Εκτός από τα τρέχοντα στοιχεία από τα WMAP και τα επίγεια πειράματα, μια νέα γενεά πειραμάτων των κοσμικών μικροκυμάτων υποβάθρου, όπως τα Clover, EBEX, PolarBear, QUIET και Spider - που είτε θα φτιαχτούν στην έρημο Atacama της Χιλής είτε θα πετάξουν με αερόστατα - αναμένεται να συλλέξουν στοιχεία μεταξύ 2008 και 2010. Αυτές οι παρατηρήσεις - για να μην αναφέρουμε τα στοιχεία από το δορυφόρο Planck, που προβλέπεται να πετάξει το 2008 - θα μας επιτρέψουν να μετρήσουμε την πόλωση της κοσμικής ακτινοβολίας μικροκυμάτων και ίσως να μας επιτρέψουν να χρησιμοποιήσουμε ένα τύπο ασθενούς βαρύτητας, την τέταρτη τεχνική που αναφέρεται πιο κάτω, για να ανακαλυφθούν περισσότερα για τη σκοτεινή ενέργεια.

Το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων δίνει επίσης κι ένα "φως" για να ανιχνεύσουμε τα σμήνη των γαλαξιών μέσω των "σκιών" τους καθώς τα μικροκυματικά φωτόνια σκεδάζονται από τα θερμά ηλεκτρόνια στον πυρήνα των σμηνών. Γνωστό ως φαινόμενο Sunyaev–Zel'dovich, διάφορες ερευνητικές ομάδες ελπίζουν να το χρησιμοποιήσουν για να μετρήσουν το μέγεθος των σμηνών και ως εκ τούτου τις αποστάσεις τους προκειμένου να ερευνηθεί η σκοτεινή ενέργεια. Πειράματα όπως το ACT και APEX-SZ στη Χιλή και στο Τηλεσκόπιο του Νότιου Πόλου ετοιμάζονται για να δοκιμάσουν αυτήν την προσέγγιση.

Επίσκεψη των ίδιων υπερκαινοφανών

Ο πιο άμεσος τρόπος για να μετρηθεί η κοσμική διαστολή είναι η ίδια τεχνική που χρησιμοποιήθηκε για να ανακαλύψει αρχικά τη σκοτεινή ενέργεια: παρατηρήσεις των απόμακρων σουπερνοβών τύπου Ia. Είναι εντυπωσιακό, ότι όλες οι μετρήσεις αυτών των άστρων δείχνουν ότι έχουν την ίδια στάνταρτ φωτεινότητα είτε εμφανίστηκαν χθες είτε πριν 10 δισεκατομμύρια έτη (η εγγενής φωτεινότητά τους μπορεί να διαφέρει, αλλά μόλις ληφθεί υπ' όψιν ο χρόνος που θέλει το φως να φτάσει στην κορύφωση και στην εξασθένιση, η φωτεινότητά τους εμφανίζεται αρκετά κανονική). Υπό αυτήν τη μορφή, η φωτεινότητα των σουπερνοβών που μετράμε - που μπορούν να φανούν στα βάθη του σύμπαντος - μας λέει πόσο μακριά βρίσκονται.

Η ανακάλυψη του επιταχυνόμενου σύμπαντος πριν 10 χρόνια βασίστηκε στις παρατηρήσεις μερικών δωδεκάδων σουπερνοβών, αλλά από τότε οι ερευνητές έχουν μετρήσει κι άλλες και έχουν λάβει μια γενική εικόνα των τελευταίων 10 δισεκατομμυρίων ετών κοσμικής διαστολής. Για να έλθει πρόοδος στην κοσμολογία των σουπερνοβών απαιτούνται ακόμη πιο ακριβείς και λεπτομερείς μετρήσεις. Αυτό είναι όμοιο με τον τρόπο που κάποιος θέλει να φτιάξει μια εικόνα της γήινης κλιματολογικής ιστορίας μελετώντας τους δακτυλίους των δέντρων, με τα πλατιά δαχτυλίδια να δείχνουν ένα θερμότερο έτος. Για να λάβει μια πιο σαφή εικόνα του κλίματος, θα πρέπει όχι μόνο να εξετάσει περισσότερα δέντρα αλλά και να συγκεντρώσει αρκετά στοιχεία από διαφορετικούς τύπους δέντρων σε διαφορετικά περιβάλλοντα για να δημιουργήσει μια ακριβέστερη άποψη.

Για το άμεσο μέλλον, έρευνες όπως το τρέχον Nearby Supernova Factory θα μελετήσουν σουπερνόβες από τα πρόσφατα 1 δισεκατομμύρια χρόνια με μεγάλες λεπτομέρειες, ενώ το PanStarrs που θα αρχίσει το 2008 στη Χαβάη και η Dark Energy Survey το 2010 στη Χιλή θα εξετάσουν περίπου 7 δισεκατομμύρια χρόνια κατά το παρελθόν, αν και με λιγότερες λεπτομέρειες. Πάντως, θα είναι δύσκολο να διακρίνουνι μεταξύ των διάφορων μοντέλων για τη σκοτεινή ενέργεια έως ότου ένα πείραμα συνδυάσει τις καλύτερες ιδιότητες κάθε τύπου έρευνας: με άλλα λόγια, θα πρέπει να γίνει μια ιδιαίτερα λεπτομερής εξέταση των μεμονωμένων σουπερνοβών κατά τη διάρκεια μιας περιόδου, όπου η σκοτεινή ενέργεια είχε επηρεάσει τον Κόσμο. Για τις απόμακρες πηγές, το φως είναι στο εγγύς υπέρυθρο, έτσι αυτός ο στόχος απαιτεί ένα διαστημικό παρατηρητήριο.

Το 1999 το Supernova/Acceleration Probe (SNAP) προτάθηκε να κάνει μια λεπτομερή σύγκριση "σημείο προς σημείο" για μερικές χιλιάδες σουπερνόβες που εκτείνονται στα τελευταία 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Η NASA και το αμερικανικό υπουργείο ενέργειας έχουν συμφωνήσει από τότε να πραγματοποιήσουν μια κοινή αποστολή με το όνομα Joint Dark Energy Mission, και υπάρχουν τώρα τουλάχιστον δύο πρόσθετες προτάσεις. Πρώτα είναι το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Σκοτεινής Ενέργειας (Destiny), που θα μελετήσει σουπερνόβες και ασθενή βαρυτικό εστιασμό, και δεύτερον το Προηγμένο Φυσικό Τηλεσκόπιο Σκοτεινής Ενέργειας (ADEPT), το οποίο θα μελετήσει βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις και σουπερνόβες. Και τα δύο μαζί με το SNAP ψάχνουν για χρηματοδότηση, και σχεδιάζεται το νωρίτερο να ξεκινήσουν το 2014.

Το τελικό όπλο που έχουμε για να αντιμετωπίσουμε τη σκοτεινή ενέργεια είναι ο ασθενής βαρυτικός εστιασμός, που περιλαμβάνει μέτρηση της διαστρέβλωσης του φωτός που εκπέμπεται από  απόμακρους γαλαξίες, λόγω του βαρυτικού πεδίου των ενδιάμεσων γαλαξιών. Η διαστρέβλωση φυσικά θα εξαρτηθεί από την ένταση του φωτός και από το πόσο μακριά είναι, αλλά και από τα παρατηρητήρια. Ο ασθενής εστιασμός επομένως εξετάζει τη σκοτεινή ενέργεια και άμεσα μέσω του διαστολής των αποστάσεων και έμμεσα μέσω της μάζας των σμηνών των γαλαξιών, επειδή όσο γρηγορότερη γίνεται η διαστολή τόσο πιο δύσκολο είναι για τη βαρύτητα να έλκει τη μάζα. Όταν ληφθούν όλα τα αποτελέσματα, η πιο μεγάλη και βαθιά έρευνα που θα γίνει μέχρι τότε θα δώσουν μια εικόνα για το 1/400 ολόκληρου του ουρανού, κυρίως από τα πειραματικά στοιχεία που θα λαμβάνονται από την Telescope Legacy Survey του Καναδά-Γαλλίας-Χαβάης.

Επίσης, σχεδιάζονται έρευνες δέκα φορές μεγαλύτερες, σε διάφορα βάθη, κατά τη διάρκεια των επόμενων ετών από την έρευνα Kilodegree Survey στη Χιλή, τη PanStarrs και τη Dark Energy Survey. Επίσης, σχεδιάζεται ένα νέο επίγειο τηλεσκόπιο ερευνών (LSST) που θα ξεκινήσει το 2013 και προγραμματίζεται να ερευνήσει το μισό ουρανό, ενώ η αποστολή SNAP περιλαμβάνει επίσης μια διαστημική έρευνα του ασθενούς βαρυτικού εστιασμού, που μπορεί να καλύψει το 1/10 του ουρανού και με υψηλή ανάλυση.

Τέτοια δεδομένα πρέπει να είναι σε θέση να δώσουν ακριβείς δοκιμές των ιδιοτήτων της σκοτεινής ενέργειας - συμπεριλαμβανομένου και της διαστρέβλωσης του φωτός, στην ερώτηση κλειδί εάν η σκοτεινή ενέργεια είναι ένα νέο συστατικό του Κόσμου ή μια εκδήλωση νέων νόμων της βαρύτητας. Κι αυτό επειδή η στρέβλωση του φωτός με τον ασθενή βαρυτικό εστιασμό επηρεάζεται και από την επιτάχυνση του σύμπαντος και από τη δύναμη της βαρύτητας, ενώ οι αποστάσεις των σουπερνοβών εξαρτώνται μόνο από την επιτάχυνση του σύμπαντος - ανεξάρτητα από το εάν αυτή οδηγείται από τη νέα βαρύτητα ή ένα νέο κβαντικό πεδίο. Μόνο με τη χρησιμοποίηση μιας συστηματικής έρευνας της απόστασης,  όπως γίνεται με τις σουπερνόβες, και μια έρευνα της αύξησης, όπως με τον ασθενή εστιασμό, μπορούν να ανακαλύψουμε την πραγματική φυσική προέλευση της επιτάχυνσης του σύμπαντος.

Ένα πιο φωτεινό μέλλον για τη σκοτεινή ενέργεια

Στα 10 επόμενα χρόνια μπορούμε να είμαστε αισιόδοξοι για τις προόδους μας πάνω στην κατανόηση της σκοτεινής ενέργειας. Τα περίπλοκα πειράματα της επόμενης γενιάς που σχεδιάζονται, θα βελτιώσουν πάρα πολύ την ακρίβεια των μετρήσεων της σκοτεινής ενέργειας χρησιμοποιώντας μια σειρά τεχνικών που θα συμπληρώνουν η μία την άλλη και επομένως θα ερχόμαστε πιο κοντά στην κατανόηση των ιδιοτήτων της σκοτεινής ενέργειας. Σε 10 χρόνια από τώρα πρέπει να είμαστε σε θέση να καθορίσουμε την καταστατική εξίσωση με μια ακρίβεια 2% και να δούμε εάν αυτή μεταβάλλεται περισσότερο από 10% κατά τη διάρκεια των τελευταίων 10 δισεκατομμυρίων ετών. Ενώ, επίσης, θα εξετάσουμε εάν η νέα φυσική περιλαμβάνει έναν νέο κβαντικό πεδίο ή μια νέα θεωρία της βαρύτητας.

Οριοθετώντας τη σκοτεινή ενέργεια

Μία από τις δυσκολίες στην κατανόηση της προέλευσης της σκοτεινής ενέργειας είναι ότι οποιαδήποτε τεχνική για να εξετάσουμε τον Κόσμο επιστρέφει μια απάντηση που συνδυάζει διαφορετικά κομμάτια πληροφοριών. Ευτυχώς, ορισμένες τεχνικές μπορούν να συνδυαστούν για να δώσουν ισχυρότερες απαντήσεις. Σχεδιάζοντας έτσι την παράμετρο w της καταστατικής εξίσωση για τη σκοτεινή ενέργεια (που μετρά την ποσότητα της αντιβαρυτικής άπωσης που έχει,  ως προς την ποσότητα της σημερινής ύλης, Ω_M που φτιάχνει το υπόλοιπο μέρος του σύμπαντος), μπορούμε να δούμε ότι τα σημερινά στοιχεία από τις έρευνες των υπερκαινοφανών (η μπλε ζώνη), την μικροκυματική κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου (η πορτοκαλί), και τις βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις (η πράσινη ζώνη), όλες τους δίνουν  διαφορετικές απόψεις για τη φύση της σκοτεινής ενέργειας (οι σκοτεινότερες σκιές κάθε χρώματος αντιπροσωπεύουν διαστήματα με εμπιστοσύνη 68% και οι πιο ελαφριές σκιές δίνουν εμπιστοσύνη 95% και 99%). Με το συνδυασμό των αποτελεσμάτων και από τις τρεις συστηματικές έρευνες μαζί, μπορούμε να εστιάσουμε εντυπωσιακά στη φύση της σκοτεινής ενέργειας. Αυτό παρουσιάζεται από τη μικρή κεντρική σκοτεινή περιοχή, η οποία δείχνει ότι η σκοτεινή ενέργεια είναι σύμφωνη με την κοσμολογική σταθερά του Einstein η οποία δίνει για την παράμετρο w = -1.

Η κατανόηση της καταστατικής εξίσωσης για τη σκοτεινή ενέργεια θα μπορούσε επίσης να αλλάξει εντυπωσιακά τη γνώση μας για τη μοίρα του Κόσμου. Παραδείγματος χάριν, η συνεχής επιτάχυνση θα οδηγούσε σε έναν ολοένα και λιγότερο πυκνό και πιο ψυχρό κόσμο, με τον ορίζοντα του ορατού σύμπαντος να έρχεται ολοένα και πιο κοντά γύρω από κάθε παρατηρητή και τελικά να φθάσουμε σε έναν αληθινά σκοτεινό κόσμο. Αλλά μια καλύτερη κατανόηση της σκοτεινής ενέργειας θα μπορούσε να δημιουργήσει κι άλλα βαθιά ερωτήματα.

Εάν η επιταχυνόμενη διαστολή είναι πράγματι ένα παράθυρο για  νέες θεωρίες της βαρύτητας, παραδείγματος χάριν, θα μπορούσε άραγε να μας αποκαλύψει κρυμμένες διαστάσεις του χωροχρόνου; Είναι η σκοτεινή ενέργεια απολύτως σκοτεινή, μη συνδεδεμένη με την ύλη και άλλα κβαντικά πεδία; Μπορεί η συγκέντρωση της σκοτεινής ενέργειας - μια απαραίτητη προσθήκη σε οποιαδήποτε παραλλαγή της σκοτεινής ενέργειας - να ανιχνευθεί; Οι χωρικές διαταραχές της ταξιδεύουν με την ταχύτητα του φωτός, όπως για τις απλούστερες εξηγήσεις των βαθμωτών πεδίων, ή ίσως πιο αργά ή ακόμα και γρηγορότερα από το φως; Και μήπως έτσι υπάρχει μια σχετική μεταβολή στις θεωρούμενες σταθερές, όπως η σταθερά της παγκόσμιας έλξης ή τη μάζα του ηλεκτρονίου;

Η αναζήτηση των απαντήσεων στις σημαντικές ερωτήσεις για τη φύση του Κόσμου μας απαιτεί μια θεωρία, προσομοίωση και παρατηρήσεις για να πάνε μαζί. Στην αναζήτηση για τη σκοτεινή ενέργεια αναπόφευκτα θα συγκεντρώσουμε στοιχεία για αστέρια, γαλαξίες, σμήνη, κοσμικό υπόβαθρο ακτινοβολίας, νετρίνα και ανακαλύψεις που ακόμα δεν φανταζόμαστε. Η πρόοδος είναι προκλητική. Αλλά οι κοσμολόγοι έχουν σαφείς ιδέες για την εφαρμογή προηγμένων ελέγχων για να συνεχίσουν πρόοδο στην επανάσταση της φυσικής του επιταχυνόμενου κόσμου.

Μελετώντας τους υπερκαινοφανείς

Με τη μέτρηση της διαστολής του σύμπαντος με τη βοήθεια άστρων που έχουν εκραγεί - σουπερνόβες - ως δείκτες της απόστασης, οι επιστήμονες ελπίζουν να απαντήσουν σε μερικά από τα πιο θεμελιώδη ζητήματα της ύπαρξης, όπως για παράδειγμα αν το σύμπαν είναι άπειρο, εάν πρόκειται να συνεχίσει να επεκτείνεται για πάντα, ή εάν η βαρύτητα θα επιβραδύνει κάποτε την διαστολή τόσο πολύ, που ο Κόσμος θα αρχίσει τελικά να συρρικνώνεται και να σβήνει τελικά με μια "Μεγάλη Σύνθλιψη". Οι σουπερνόβες είναι χρήσιμες εν προκειμένω επειδή είναι τόσο φωτεινές που μπορούν να φανούν εδώ στη Γη ακόμα κι αν το φως τους έχει ταξιδέψει 10 δισεκατομμύρια χρόνια προτού να φθάσει σε μας. Επιπλέον, υπάρχει μια ορισμένη κατηγορία σουπερνοβών - γνωστών ως τύπος Ia - που όλες φωτίζουν με την ίδια μέγιστη τιμή πριν αρχίζουν να εξασθενίζουν. Επειδή ξέρουμε την ταχύτητα του φωτός, μπορούμε να υπολογίσουμε πριν πόσο καιρό έγιναν αυτές οι εκρήξεις απλά μετρώντας την φαινόμενη μέγιστη φωτεινότητα των σουπερνοβών σήμερα.

Αυτό που χρειάζονται εν τούτοις οι επιστήμονες είναι υπερκαινοφανείς με ποικίλες φαινόμενες φωτεινότητες, με άλλα λόγια, εκείνυς που είναι σε διαφορετικές αποστάσεις από τη γη. Οι σουπερνόβες εκπέμπουν συνήθως μπλε φως (μικρά μήκη κύματος) που λόγω της διαστολής μετατοπίζεται το μήκος κύματος προς τα ερυθρά μήκη κύματος (redshift z). Αν μετρήσουμε αυτό το z, μπορεί να βρεθεί το μέγεθος που είχε το σύμπαν όταν έγινε η έκρηξη του υπερκαινοφανούς, σχετικά με το μέγεθός του σήμερα.

Αν και οι αστρονόμοι Walter Baade και Fritz Zwicky είχαν προτείνει ήδη στη δεκαετία του '30 ότι  θα μπορούσε να γίνει μια τέτοια μέτρηση, οι σουπερνόβες με οποιοδήποτε redshift έχουν διάφορες πραγματικές λαμπρότητες, που σημαίνει ότι η ιδέα ατόνησε μέχρι τα μέσα της δεκαετίας του '80, όταν τότε αναγνωρίστηκαν οι πιο ομοιογενείς σουπερνόβες τύπου Ia. Οι πρόοδοι στον υπολογισμό και την τεχνολογία των φωτογραφικών μηχανών έχουν σήμερα αναζωογονήσει αυτήν την προσέγγιση: οι τελευταίες κάμερες ήταν όχι μόνο πιο ευαίσθητες από τα φωτογραφικά φιλμ, αλλά ήταν επίσης ψηφιακές, που σημαίνει ότι οι εικόνες τους θα μπορούσαν να αναλυθούν εύκολα από τον υπολογιστή. Ειδικότερα, κάποιος θα μπορούσε να ψάξει για σουπερνόβες ανιχνεύοντας ανάμεσα σε πολλούς γαλαξίες σε μια μόνο νύχτα.

Ακόμα κι έτσι, δεν ήταν σαφές προς το τέλος της δεκαετίας του '80 ότι θα μπορούσαν να βρεθούν και να μελετηθούν πολύ απόμακρες σουπερνόβες εκτελώντας έρευνες σουπερνοβών. Πράγματι, μια ομάδα αστρονόμων στη Δανία, με επικεφαλής τον Hans Nørgaard-Nielsen, έχει ήδη κάνει μια τεράστια αναζήτηση σουπερνοβών μεταξύ 1986 και 1988, βρίσκοντας μόνο μια απόμακρη σουπερνόβα τύπου Ia. Και το χειρότερα, είχε εξασθενίσει ήδη μετά από τη μέγιστη φωτεινότητά της.

Επίλογος

Απαιτήθηκε μια δεκαετία πολλής προσπάθειας για την ανάπτυξη νέων τεχνικών για να βρεθούν και να μελετηθούν ολόκληρες ομάδες απόμακρων υπερκαινοφανών τύπου Ia προτού να φθάσουν στη μέγιστη φωτεινότητά τους. Στις παρουσιάσεις που έκαναν οι δύο ομάδες, που ανακάλυψαν την κοσμική επιτάχυνση, στις επιστημονικές διασκέψεις στις αρχές του 1998 και φυσικά μέσω των ανακοινώσεων που δημοσίευσαν αργότερα το ίδιο έτος, παρουσίασαν καταπληκτικά αποτελέσματα. Η μία ομάδα ήταν η Έρευνα Υπερκαινοφανών Υψηλού-Z με επικεφαλής τον Brian Schmidt από το αυστραλιανό εθνικό πανεπιστήμιο και η άλλη ομάδα από το Πρότζεκτ Κοσμολογίας Υπερκαινοφανών με επικεφαλής τον Saul Perlmutter του πανεπιστημίου της Καλιφόρνιας στο Berkeley.

Αν και προσπαθούσαν να μετρήσουν τον βαθμό στον οποίο επιβραδύνθηκε η κοσμική διαστολή, και οι δύο ομάδες είχαν βρει σημάδια για την επιτάχυνση της διαστολής. Για να δουν μάλιστα μια σουπερνόβα που είχαν υπολογίσει με ένα ορισμένο redshift (δηλαδή συγκεκριμένης ηλικίας), και οι δύο ομάδες βρήκαν ότι ήταν απαραίτητο να βρουν πιο εξασθενημένες και πιο απόμακρες σουπερνόβες από όσο ανέμεναν. Με άλλα λόγια, το σύμπαν πρέπει να διαστέλλεται γρηγορότερα τώρα απ' ό,τι στο παρελθόν.

Τώρα, μια δεκαετία αργότερα, οι επιστήμονες δεν έχουν ακόμα καμία ιδέα γιατί η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται. Ίσως είναι ένα σημάδι ότι η γενική θεωρία της σχετικότητας θα πρέπει να αναθεωρηθεί. Αλλά εάν η επιτάχυνση οφείλεται στην σκοτεινή ενέργεια, τότε μένουμε με ένα εξίσου δύσκολο πρόβλημα - συγκεκριμένα ότι σχεδόν τα τρία τέταρτα της ουσίας στο σύμπαν φτιάνεται από κάτι που δεν ξέρουμε τίποτα για αυτήν.
 

Δημοσιεύτηκε στο PhysicsWorld τον Δεκέμβριο του 2007 από τους Eric Linder και Saul Perlmutter του πανεπιστημίου της Καλιφόρνιας στο Berkeley.