مدل استاندارد کیهانی ساده‌ترین مدل جهان است؛ اما تنها مدل نیست
اگر مدل استاندارد کیهانی نادرست باشد، جایگزین چه چیزی می‌تواند وجود داشته باشد؟
در چند پست اخیر، دربارهٔ مطالعه‌ای جدید که نشان می‌دهد فاصلهٔ ابرنواخترها را تا حدودی نادرست اندازه‌گیری کرده‌ایم، صحبت کرده‌ام. این نتایج جدید می‌توانند مشکل قدیمی کشیدگی هابل را حل کنند، اما این کار را با به‌چالش کشیدن مدل ΛCDM انجام می‌دهند. به طور خاص، این به این معنی است که انرژی تاریک نمی‌تواند ناشی از ثابت کیهانی باشد که به‌صورت ذاتی در ساختار زمان‑فضا وجود دارد. این چه معنایی دارد؟
در ابتدا، بیشتر آنچه دربارهٔ جهان می‌دانیم همچنان برقرار است. انفجار بزرگ، گسترش کیهانی و نسبیت عام همگی هنوز به‌درستی عمل می‌کنند. تنها موردی که تغییر می‌کند این است که Λ در مدل ΛCDM ثابت نیست. اگرچه مدل ΛCDM آزمون زمان را پشت سر گذاشته و ساده‌ترین مدل کیهانی است، مدل‌های دیگری نیز پیشنهاد شده‌اند و بررسی چند نمونه از آن‌ها ارزشمند است.
یک رویکرد این است که انرژی تاریک را به‌عنوان یک میدان اسکالر در نظر بگیریم. این مفهوم که «کوینتسنس» یا «نیروی پنجم» نامیده می‌شود، بیان می‌کند که گسترش ناشی از نوعی انرژی پتانسیل است. همان‌گونه که انفجار بزرگ پروتون، الکترون و نوترون‌ها را تولید کرد، شاید یک میدان پتانسیل نیز به وجود آمده باشد. ساده‌ترین نسخهٔ کوینتسنس امکان داشتن چگالی انرژی یکنواختی را فراهم می‌کند که می‌تواند بیش از یا کمتر از ثابت کیهانی باشد؛ مقدار wq = -1 ثابت است. این به این معناست که می‌توانید مدل را مطابق مشاهدات تنظیم کنید.
به‌عنوان مثال، مقدار ماده و مادهٔ تاریکی که در کیهان مشاهده می‌کنیم برای کاهش نرخ گسترش کیهانی کافی نیست. با گسترش جهان، چگالی جرم کاهش می‌یابد؛ در نتیجه در نهایت انرژی تاریک بر تکامل کیهانی تسلط پیدا می‌کند. اگر انرژی تاریک را ضعیف‌تر کنیم، ممکن است ماده و مادهٔ تاریک به اندازه کافی برای کاهش گسترش کیهانی موجود باشد. نویسندگان مقالهٔ ابرنواختر این ایده را مورد بررسی قرار دادند و آن را مدل Flat wCDM می‌نامند. آن‌ها دریافتند که اگرچه این مدل در برخی جنبه‌ها داده‌های مدل استاندارد را بهتر توصیف می‌کند، اما به‌طور کلی انطباق خوبی ندارد.
رویکرد دیگری که به آن مدل انرژی تاریک متغیر می‌گویند، وجود دارد. این روش انرژی تاریک را به‌جای یک پدیدهٔ فیزیکی خاص، به‌عنوان یک معادلهٔ وضعیت توصیف می‌کند؛ بنابراین چگالی انرژی تاریک می‌تواند هم در فضا و هم در زمان متغیر باشد. پرکاربردترین این روش مدل شوالیه‑پولارسکی‑لیندر (CPL) نام دارد؛ در زمانی که توانستیم مقیاس خوشه‌بندی کهکشانی در فواصل کیهانی مختلف را به‌کار بگیریم و بررسی کنیم که آیا انرژی تاریک در گذر زمان تغییر می‌کند یا نه، مورد توجه قرار گرفت.
*مقایسهٔ مدل استاندارد با یک مدل انرژی تاریک متغیر. نشان می‌دهد که اگر انرژی تاریک در زمان تغییر کند، بهتر با داده‌ها سازگار می‌شود. منبع: سون و همکاران*
نویسندگان مقالهٔ ابرنواختر این رویکرد را نیز بررسی کردند، به‌ویژه مدل Flat w0waCDM که ساده‌ترین مدل CPL است. در این مدل، w0 چگالی اولیهٔ انرژی تاریک را نشان می‌دهد، مشابه Λ، و wa یک عامل مقیاسی است که می‌تواند در زمان تغییر کند. بنابراین می‌توان انرژی تاریک را در اوایل جهان قوی داشته و سپس به مرور زمان ضعیف‌تر شود. تیم پژوهش دریافت که این مدل داده‌هایشان را به‌خوبی توصیف می‌کند. همبستگی حتی زمانی که داده‌هایشان با داده‌های ارتعاشات ریزپیشنهادی باریون (BAO) و پس‌زمینهٔ مایکروویوی کیهانی (CMB) ترکیب می‌شود، قوی‌تر می‌شود. بر پایهٔ این مطالعه، این مدل به‌نظر بهترین است. البته همان‌طور که پیشتر ذکر شد، مجموعهٔ داده‌های آن‌ها کوچک است؛ تقریباً ۳۰۰ ابرنواختر موجود است.
وقتی رصدخانه روبین به‌زودی داده‌های ابرنواخترها را جمع‌آوری کند، می‌توانیم بررسی کنیم که آیا این مطالعهٔ جدید اعتبار دارد یا نه. شاید مدل Flat w0waCDM به مدل استاندارد جدید تبدیل شود. یا شاید نتایج عجیب‌تری به دست آید که ما را به بررسی مفاهیمی همچون گرانش اصلاح‌شده یا فرآیندهای تعاملی که انرژی تاریک و مادهٔ تاریک را ترکیب می‌کنند، وادار کند. هرچه که کشف کنیم، در طول زمان درک عمیق‌تری از کیهان خواهیم داشت.
منبع: Son, Junhyuk, et al. “Strong progenitor age bias in supernova cosmology–II. Alignment with DESI BAO and signs of a non-accelerating universe.” *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society* 544.1 (2025): 975-987.
منبع: Ratra, Bharat, and Philip JE Peebles. “Cosmological consequences of a rolling homogeneous scalar field.” *Physical Review D* 37.12 (1988): 3406.
منبع: Linder, Eric V. “Exploring the expansion history of the universe.” *Physical review letters* 90.9 (2003): 091301.