چگونه انرژی تاریک، کیهان‌شناسی را برای همیشه دگرگون کرد
نوشتهٔ پاول ساتر، Universe Today
بیایید ساعت را به عقب برگردانیم… خب، نمی‌دانم، بیایید صد سال پیش را در نظر بگیریم. سال ۱۹۱۷ بود و اینشتین به‌تازگی نظریهٔ نسبیت عام خود را ارائه داده بود. این اثر شاهکار بود که نگاه ما به نیروی گرانشی را به شکل مدرن شکل داد. و همان‌طور که هر کسی که به گرانش علاقه‌مند است، اینشتین تصمیم گرفت معادلات جدیدش را بر تحول جهان اعمال کند.
منظورم این است، چرا نه؟ به‌طور میانگین، جهان از نظر الکتریکی خنثی است، بنابراین نیروی الکترومغناطیسی اطلاعات زیادی دربارهٔ رفتار در مقیاس‌های بزرگ به ما نمی‌دهد. اینشتین دربارهٔ نیروهای هسته‌ای قوی و ضعیف ناآگاه بود (راستی، کسی هم ناآگاه نبود) اما این نیروها به‌طور ذاتی تعاملات کوتاه‌برد هستند.
اگر می‌خواهید به کیهان‌شناسی بپردازید، داستان از گرانش آغاز می‌شود. اگر مجموعه‌ای تصادفی از اشیاء را بردارید و آن را «یک جهان» بنامید، سؤال از رفتار این مجموعهٔ تصادفی کاملاً منطقی است. به‌سخنور خود، اینشتین دریافت که نسبیت به‌طور ذاتی کیهانی پویا و در حال تحول را پیش‌بینی می‌کند؛ کیهانی که یا گسترش می‌یابد یا فشرده می‌شود. اما در آن زمان باور غالب این بود که جهان ثابت است — همواره در طول تاریخ کیهانی همان‌گونه باقی مانده بود.
در حرکتی نادر، اینشتین به مشاهدات تسلیم شد و «ثابت کیهانی» را افزود که با حرف یونانی لامبدا نشان‌گذاری می‌شود. معادلات نسبیت به‌طور طبیعی این ثابت را می‌پذیرند. می‌توان آن را به‌عنوان اثر گرانشی پس‌زمینه‌ای در تمام جهان توصیف کرد، حتی وقتی درون آن هیچ ماده‌ای وجود ندارد. این اثر می‌تواند مثبت یا منفی باشد، یعنی جاذبه یا دفعی که به‌طور ذاتی در خود فضازمان نهفته است. اینشتین پارامتر را طوری تنظیم کرد که گرانش پس‌زمینهٔ جهان، اثرات گرانشی تمام ماده‌ها را خنثی کند و جهان را پایدار سازد.
چند سال پس از آن، ادوین هابل کشف کرد که جهان در حال گسترش است و نظریه‌پردازان دیگر، مانند کیهان‌شناس روسی الکساندر فریدمن، معادلات اینشتین را همان‌گونه که هستند پذیرفتند و پشتوانهٔ نظری برای نظریهٔ بیگ‌بنک فراهم کردند. دربارهٔ خود اینشتین هم، او بعدها به دوستانش گفت افزودن ثابت کیهانی بزرگ‌ترین اشتباه او بوده است.
سپس به سرعت به سال ۱۹۹۸ می‌پردازیم. دو تیم از ستاره‌شناسان به‌دنبال پایان دادن به یک مناظرهٔ دهه‌ها ساله دربارهٔ مقدار ماده موجود در جهان گام برداشتند. برخی مشاهدات نشان می‌دادند که مادهٔ بسیار کمی در کیهان وجود دارد، در حالی که دیگران می‌گفتند مقدار زیادی است. جهان در حال گسترش بود، اما ماده‌ای که درون آن وجود دارد باید این گسترش را کند کند — با اندازه‌گیری کاهش شتاب گسترش می‌توانستند مقدار این ماده را تخمین زده و مناظره را حل کنند.
آن‌ها تا حدودی موفق شدند. به‌جای یافتن کاهش شتاب، آن‌ها یک تسریع را شناسایی کردند. هنوز هم مقدار مادهٔ موجود در جهان زیاد نبود، ولی حتی مادهٔ موجود نیز برای کاهش شتاب گسترش کافی نبود.
در مورد این تسریع، ساده‌ترین توضیح این است که همان‌طور که پیش‌بینی کردید، ثابت کیهانی را به کار بگیرید؛ اثری بنیادی و ضد‑گرانشی که به‌صورت پس‌زمینه‌ای در سراسر جهان وجود دارد. دهه‌ها پس از اینکه اینشتین سعی کرد این ثابت را از معادلات حذف کند، این ثابت دوباره به‌عنوان بهترین تبیین برای داده‌ها زنده شد.
در دهه‌های ۱۹۸۰ و ۹۰، ما مدلی پیشرفتهٔ کیهانی توسعه دادیم که به‌طور نسبی با خودساری آن را «مدل استاندارد کیهانی» نامیدیم (فیزیک‌دانان تمایل دارند مدل‌های همگن و هماهنگ را «استاندارد» بنامند). کشف گسترش تسریع‌شده ما را مجبور کرد تا این مدل را کنار بگذاریم.
در جایگزین آن، بهترین توصیف فعلی ما از تاریخچهٔ جهان از زمان بیگ‌بنک قرار دارد. این مدل «کیهان‌شناسی LCDM» نامیده می‌شود. لامبدا نمایانگر ثابت کیهانی است که به‌عنوان انرژی تاریک شناخته می‌شود. CDM مخفف مادهٔ تاریک سرد است که بخش عمدهٔ جرم تقریباً تمام کهکشان‌ها را تشکیل می‌دهد. بخش CDM داستانی جداگانه دارد؛ امروز ما بر لامبدا تمرکز می‌کنیم.
LCDM به‌طور شگفت‌انگیزی موفق است. این مدل نسبتاً ساده است: تنها چند پارامتر آزاد و چند فرضیه در چارچوب نسبیت عام. با این مدل می‌توانیم بسیاری از پدیده‌های جهان را شرح دهیم: تاریخچهٔ گسترش آن، پیدایش تابش پس‌زمینه، ویژگی BAO، رشد کهکشان‌ها و ساختارهای بزرگ، و غیره. این یکی از پرمطالعه‌ترین و به‌دقت‌ترین نظریه‌ها در تمام علم است.
و تقریباً مطمئناً اشتباه است.