طاقة مظلمة

مسألة غير محلولة في الفيزياء
ما هي الطاقة المظلمة؟ وكيف تتشكل؟
المزيد من المسائل غير المحلولة في الفيزياء
جزء من سلسلة عن
علم الكون الطبيعي
Full-sky image derived from nine years' WMAP data
الكون المبكر
Backgrounds
التمدد * المستقبل
المكونات * البنية
المكونات
البنية
التجارب
العلماء
تواريخ موضوعية

في علم الكون الطبيعي وعلم الفلك، الطاقة المظلمة (dark energy)، هو شكل مقترح من أشكال الطاقة يؤثر على الكون على أوسع نطاق. يتمثل تأثيره الأساسي في دفع تسارع تمدد الكون. كما أنه يبطئ معدل تشكل البنية.[1] بافتراض صحة نموذج لامبدا-سي‌دي‌إم لعلم الكون،[2] تهيمن الطاقة المظلمة على الكون، إذ تُساهم بنسبة 68% من إجمالي الطاقة في الكون المرصود حالياً، بينما تُساهم المادة المظلمة والمادة العادية (الباريونية) بنسبة 27% و5% على التوالي، أما المكونات الأخرى مثل النيوترينوات والفوتونات فهي شبه معدومة.[3][4][5][6] كثافة الطاقة المظلمة منخفضة للغاية: 7×10−30 جم/سم3 (6×10−10 جول/م3 في الكتلة-الطاقة)، أقل بكثير من كثافة المادة العادية أو المادة المظلمة داخل المجرات. ومع ذلك، فهي تهيمن على محتوى الكتلة والطاقة في الكون لأنها متجانسة عبر الفضاء.[7][8][9]

جاء أول دليل رصدي على وجود الطاقة المظلمة من قياسات المستعرات العظمى من النوع Ia. تتميز هذه المستعرات بثبات لمعانها، مما يعني إمكانية استخدامها كمقاييس دقيقة للمسافة. وبمقارنة هذه المسافة بالإزاحة الحمراء (التي تقيس سرعة ابتعاد المستعر الأعظم)، يتضح أن تمدد الكون يتسارع.[10][11] قبل هذه الملاحظة، كان العلماء يعتقدون أن جاذبية المادة والطاقة في الكون ستؤدي إلى تباطؤ تمدده بمرور الوقت. ومنذ اكتشاف تسارع التمدد، تم اكتشاف العديد من الأدلة المستقلة التي تدعم وجود الطاقة المظلمة.

لا تزال الطبيعة الدقيقة للطاقة المظلمة لغزاً، وقد طُرحت العديد من التفسيرات المحتملة. ومن أبرز المرشحين ثابت كوني[12][13] (يمثل كثافة طاقة ثابتة تملأ الفضاء بشكل متجانس) والحقول القياسية (كميات ديناميكية ذات كثافات طاقة متغيرة مع الزمان والمكان) مثل الجوهر أو الحقول العددية. يبقى الثابت الكوني ثابتاً عبر الزمان والمكان، بينما يمكن أن تتغير الحقول القياسية. ومن الاحتمالات الأخرى الطاقة المظلمة المتفاعلة (انظر قسم الطاقة المظلمة#نظريات الطاقة المظلمة § Notes)، وتأثير رصدي، واقتران كوني، وعلم الكونيات بالموجات الصدمية (انظر القسم § بدائل الطاقة المظلمة).


تاريخ الاكتشاف والتكهنات السابقة

ثابت أينشتاين الكوني

يُعدّ "الثابت الكوني" أبسط مُرشّح للطاقة المظلمة. وهو حدّ ثابت يُمكن إضافته إلى معادلات المجال لآينشتاين في النسبية العامة. وإذا ما اعتُبر حدّاً مصدرياً في معادلة المجال، يُمكن اعتباره مُكافئاً لكتلة الفضاء الفارغ (التي يُمكن أن تكون موجبة أو سالبة من الناحية النظرية)، أو طاقة الفراغ.

أُقترح الثابت الكوني لأول مرة من قبل أينشتاين كآلية للحصول على حل لمعادلة مجال الجاذبية التي من شأنها أن تؤدي إلى كون ثابت، باستخدام الطاقة المظلمة بشكل فعال لموازنة الجاذبية.[14] أطلق أينشتاين الرمز Λ (لامدا كبيرة) على الثابت الكوني. وذكر أن الثابت الكوني يتطلب أن "الفضاء الفارغ يقوم بدور جسيمات ذات كتلة سالبة تجذبها، موزعة في جميع أنحاء الفضاء بين النجوم".[15][16]

كانت هذه الآلية مثالاً على الضبط الدقيق، وقد أُدرك لاحقاً أن كون أينشتاين الثابت لن يكون مستقراً: فالاختلافات المحلية ستؤدي في النهاية إما إلى تمدد الكون أو انكماشه بشكل متسارع. التوازن الديناميكي غير مستقر: فإذا تمدد الكون قليلاً، فإن هذا التمدد يُطلق طاقة الفراغ، مما يُسبب المزيد من التمدد. وبالمثل، فإن الكون الذي ينكمش قليلاً سيستمر في الانكماش. ووفقاً لأينشتاين، يمكن للفضاء الفارغ أن يمتلك طاقته الخاصة. ولأن هذه الطاقة هي خاصية للفضاء نفسه، فإنها لن تتلاشى مع تمدد الفضاء. ومع ازدياد وجود الفضاء، ستظهر المزيد من طاقة الفضاء هذه، مما يُسبب تسارعاً في التمدد.[17] هذا النوع من الاضطرابات أمر لا مفر منه، نتيجةً للتوزيع غير المتكافئ للمادة في الكون. علاوة على ذلك، أظهرت ملاحظات إدوين هبل عام 1929 أن الكون يبدو متمدداً وليس ثابتاً. ويُقال إن آينشتاين وصف فشله في التنبؤ بفكرة الكون الديناميكي، على عكس الكون الثابت، بأنه أكبر أخطائه.[18]

الطاقة المظلمة التضخمية

اقترح آلان گوث وألكسي ستاروبينسكي عام 1980 أن مجال ضغط سلبي، مشابه في مفهومه للطاقة المظلمة، قد يكون محركاً للتضخم الكوني في بدايات الكون. يفترض التضخم أن قوة تنافرية ما، تشبه نوعيًا الطاقة المظلمة، أدت إلى تمدد هائل وأسّي للكون خلال مراحله الأولى. يُعد هذا التمدد سمة أساسية لمعظم النماذج الحالية للانفجار العظيم. مع ذلك، لا بد أن التضخم قد حدث بكثافة طاقة أعلى بكثير من كثافة الطاقة المظلمة التي نرصدها اليوم، ويُعتقد أن التضخم قد انتهى تماماً عندما كان عمر الكون جزءاً من الثانية فقط. من غير الواضح ما هي العلاقة، إن وجدت، بين الطاقة المظلمة والتضخم. حتى بعد قبول نماذج التضخم، كان يُعتقد أن الثابت الكوني غير ذي صلة بالكون الحالي.

الطاقة المظلمة في العصر الحديث

تتنبأ جميع نماذج التضخم الكوني تقريباً بأن الكثافة الكلية (المادة+الطاقة) للكون يجب أن تكون قريبة جداً من الكثافة الحرجة. خلال الثمانينيات، ركزت معظم الأبحاث الكونية على نماذج ذات كثافة حرجة في المادة فقط، وعادةً ما تكون 95% منها مادة مظلمة باردة (CDM) و5% مادة عادية (باريونات).

وُجد أن هذه النماذج ناجحة في تكوين مجرات وعناقيد مجرية واقعية، لكن ظهرت بعض المشكلات في أواخر الثمانينيات: على وجه الخصوص، تطلب النموذج قيمة لثابت هبل أقل من القيمة المُفضلة في الرصد، كما قلل النموذج من تقدير رصد تجمعات المجرات واسعة النطاق. تفاقمت هذه الصعوبات بعد اكتشاف تباين الخواص في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بواسطة مسبار كوبى الفضائي عام 1992، وخضعت عدة نماذج مُعدلة للمادة المظلمة الباردة لدراسة مكثفة حتى منتصف التسعينيات، من بينها نموذج لامبدا-سي‌دي‌إم ونموذج مختلط للمادة المظلمة الباردة والساخنة. جاء أول دليل مباشر على الطاقة المظلمة من رصد المستعرات العظمى عام 1998 للتمدد المتسارع، كما ورد في بحث أدم ريس وزملائه،[19] وفي بحث سول پرلموتر وزملائه،[20] ثم أصبح نموذج لامبدا-سي‌دي‌إم النموذج الرائد. بعد ذلك بوقت قصير، تم تأكيد وجود الطاقة المظلمة من خلال رصد مستقل: ففي عام 2000، رصدت تجربة BOOMERanG وتجربة ماكسيما لخلفية الموجات الصغروية الكونية أولى التذبذبات الصوتية الباريونية في خلفية الموجات الصغروية الكونية، مما أظهر أن الكثافة الكلية (المادة+الطاقة) تقارب 100% من الكثافة الحرجة. ثم في عام 2001، قدم مسح 2dF الإزاحة الحمراء للمجرات دليلاً قوياً على أن كثافة المادة تبلغ حوالي 30% من الكثافة الحرجة. يدعم الفرق الكبير بين هاتين القيمتين وجود مكون سلس للطاقة المظلمة يعوض هذا الفرق. وقد واصلت القياسات الأكثر دقة التي أجراها مسبار ماكسيما في الفترة من 2003 إلى 2010 دعم النموذج القياسي، وقدمت قياسات أكثر دقة للمتغيرات الرئيسية.

صاغ عالم الكونيات مايكل تيرنر مصطلح "الطاقة المظلمة" عام 1998 في ورقة بحثية كتبها بالاشتراك مع سول پرلموتر ومارتن وايت.[21][22]

طبيعة الطاقة المظلمة

إن طبيعة الطاقة المظلمة أكثر افتراضية من طبيعة المادة المظلمة، ولا تزال أمور كثيرة عنها في نطاق التكهنات.[23] يُعتقد أن الطاقة المظلمة متجانسة للغاية وليست كثيفة، ولا يُعرف عنها أنها تتفاعل عبر أي من القوى الأساسية باستثناء الجاذبية. ولأنها متخلخلة وغير ضخمة - حوالي 10−27 كجم/م3- فمن غير المرجح أن تُكتشف في التجارب المختبرية. والسبب في أن الطاقة المظلمة قادرة على إحداث تأثير عميق على الكون، حيث تُشكّل 68% من كثافته على الرغم من كونها مخففة للغاية، هو أنها يُعتقد أنها تملأ الفضاء الفارغ بشكل متجانس.

كثيراً ما يُستشهد بطاقة الفراغ، أي أزواج الجسيمات والجسيمات المضادة التي تتولد وتفنى بشكل متبادل خلال إطار زمني وفقاً لمبدأ الريبة لهايزنبرگ في صياغة الطاقة والزمن، باعتبارها المساهمة الرئيسية في الطاقة المظلمة.[24] تُشير معادلة تكافؤ الكتلة-الطاقة، التي تفترضها النسبية العامة، إلى أن طاقة الفراغ يجب أن تُمارس قوة جاذبية. ومن ثم، يُتوقع أن تُساهم طاقة الفراغ في الثابت الكوني، الذي بدوره يؤثر على تسارع تمدد الكون. ومع ذلك، تُؤكد مشكلة الثابت الكوني وجود تباين كبير بين القيم المرصودة لكثافة طاقة الفراغ والقيمة النظرية الكبيرة لطاقة النقطة الصفرية المُستنتجة من نظرية الحقل الكمومي؛ ولا تزال هذه المشكلة دون حل.

بغض النظر عن طبيعتها الفعلية، تتطلب الطاقة المظلمة ضغطاً سلبياً قوياً لتفسير تسارع تمدد الكون الملحوظ. وفقاً للنسبية العامة، يُسهم الضغط داخل المادة في جاذبيتها للأجسام الأخرى تماماً كما تفعل كثافة كتلتها. يحدث هذا لأن الكمية الفيزيائية التي تُسبب توليد المادة لتأثيرات الجاذبية هي موتر الإجهاد-الطاقة، الذي يحتوي على كلٍ من كثافة طاقة (أو مادة) المادة وضغطها. في مقياس فريدمان-لوميتر-روبرتسون-ووكر، يمكن إثبات أن ضغطاً سلبياً ثابتاً قوياً (أي توتراً) في الكون بأكمله يُسبب تسارعاً في التمدد إذا كان الكون يتمدد بالفعل، أو تباطؤًا في الانكماش إذا كان الكون ينكمش بالفعل. يُطلق على تأثير التمدد المتسارع هذا أحياناً اسم "التنافر الجاذبي".

التعريف التقني

انظر أيضاً: معادلات فريدمان

في علم الكون التقليدي، يتكون الكون من ثلاثة عناصر: المادة، والإشعاع، والطاقة المظلمة. والمادة هي أي شيء تتناسب كثافة طاقته عكسياً مع مكعب عامل المقياس، أي، ρ ∝ a−3، بينما الإشعاع هو أي شيء تتناسب كثافة طاقته عكسيًا مع القوة الرابعة لعامل المقياس (ρ ∝ a−4). يمكن فهم ذلك بديهياً: بالنسبة لجزيء عادي في صندوق مكعب الشكل، فإن مضاعفة طول أحد أضلاع الصندوق تُقلل الكثافة (وبالتالي كثافة الطاقة) بمقدار ثمانية أضعاف (23). أما بالنسبة للإشعاع، فإن انخفاض كثافة الطاقة يكون أكبر، لأن زيادة المسافة المكانية تُسبب أيضاً إزاحة حمراء، وبالتالي انخفاضاً في الطاقة (انظر علاقة پلانك).[25]

المكون الأخير هو الطاقة المظلمة: وهي خاصية جوهرية للفضاء، ولها كثافة طاقة ثابتة، بغض النظر عن أبعاد الحجم قيد الدراسة (ρ ∝ a0). وبالتالي، على عكس المادة العادية، لا تتضاءل الطاقة المظلمة بتمدد الفضاء.

التغير في التمدد بمرور الموقع

رسم بياني يمثل التمدد المتسارع للكون بسبب الطاقة المظلمة.


تُعدّ القياسات عالية الدقة لتمدد الكون ضرورية لفهم كيفية تغير معدل التمدد عبر الزمان والمكان. في نظرية النسبية العامة، يُقدّر تطور معدل التمدد من انحناء الكون، ومن معادلة الحالة (العلاقة بين درجة الحرارة والضغط وكثافة المادة والطاقة وطاقة الفراغ مجتمعة في أي منطقة من الفضاء). ويُعدّ قياس معادلة حالة الطاقة المظلمة أحد أهم الجهود المبذولة في علم الكون الرصدي اليوم. يؤدي إضافة الثابت الكوني إلى مقياس فريدمان-لوميتر-روبرتسون-ووكر القياسي في علم الكون إلى نموذج لامبدا-سي‌دي‌إم، الذي يُشار إليه باسم "النموذج القياسي لعلم الكوني" نظراً لتطابقه الدقيق مع الرصد.

اعتباراً من عام 2013، يتوافق نموذج لامبدا-سي‌دي‌إم مع سلسلة من الملاحظات الكونية المتزايدة الدقة، بما في ذلك مركبة الفضاء پلانك ومسح إرث المستعرات العظمى (SNLS). تكشف النتائج الأولية من مسح إرث المستعرات العظمى أن السلوك المتوسط ​​(أي معادلة الحالة) للطاقة المظلمة يتصرف مثل ثابت أينشتاين الكوني بدقة تصل إلى 10%.[26] تشير النتائج الحديثة لفريق هبل الفضائي إلى أن الطاقة المظلمة كانت موجودة منذ 9 بليون سنة على الأقل، وذلك خلال الفترة التي سبقت التسارع الكوني.[بحاجة لمصدر]

في مارس 2025، أعلن فريق أداة التحليل الطيفي للطاقة المظلمة (DESI) أنه تم اكتشاف دليل على تطور الطاقة المظلمة في تحليل يجمع بيانات الأدابة حول التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) مع بيانات CMB والعدسات الضعيفة والمستعرات العظمى، مع أهمية تتراوح من 2.8 إلى 4.2σ.[27][28] تشير النتائج إلى أن كثافة الطاقة المظلمة تتناقص ببطء مع مرور الوقت.

الدليل على وجود الطاقة المظلمة

التوزيع المتوقع للمادة المظلمة والطاقة المظلمة في الكون

إن الأدلة على وجود الطاقة المظلمة غير مباشرة، لكنها تأتي من ثلاثة مصادر مستقلة:

  • قياسات المسافة وعلاقتها بالإزاحة الحمراء، مما يشير إلى أن الكون قد تمدد بشكل أكبر في النصف الثاني من عمره مقارنة بالنصف الأول.[29]
  • الحاجة النظرية إلى نوع من الطاقة الإضافية غير المادة أو المادة المظلمة لتكوين الكون المسطح ظاهرياً (غياب أي انحناء كوني قابل للرصد).
  • قياسات أنماط الموجات واسعة النطاق لكثافة الكتلة في الكون.

المستعرات العظمى

مستعر أعظم من النوع Ia (بقعة ساطعة في أسفل اليسار) بالقرب من المجرة NGC 4526.

عام 1998، نشر فريق بحث المستعرات العظمى ذات الإزاحة الحمراء العالية[19] ملاحظات عن المستعر الأعظم من النوع Ia ("one-A"). عام 1999، أطلق مشروع علم كون المستعرات العظمى[20] ثم اقترح أن تمدد الكون متسارع.[30] مُنحت مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء 2011 إلى كل من سول پرلموتر وبريان شميت وأدم ريس، من أجل لجهودهم الرائدة في الاكتشاف.[31][32]

ومنذ ذلك الحين، تم تأكيد هذه الملاحظات من خلال العديد من المصادر المستقلة. وقد كانت قياسات إشعاع الخلفية الصغروي الكوني، وعدسات الجاذبية، وبنية الكون واسعة النطاق، بالإضافة إلى القياسات المحسنة للمستعرات العظمى، متوافقة مع نموذج لامبدا-سي‌دي‌إم.[33] يزعم البعض أن المؤشرات الوحيدة على وجود الطاقة المظلمة هي رصد قياسات المسافة وما يرتبط بها من إزاحات حمراء. ولا تُعدّ تباينات إشعاع الخلفية الصغروي الكوني وتذبذبات الصوت الباريوني سوى دليل على أن المسافات عند إزاحة حمراء معينة أكبر مما هو متوقع من كون فريدمان-لوميتر "المغبر" وثابت هبل المقاس محلياً.[34]

تُعدّ المستعرات العظمى مفيدة في علم الكون لأنها تُشكّل قياسي ممتاز لقياس المسافات الكونية. فهي تُمكّن الباحثين من قياس تاريخ تمدد الكون من خلال دراسة العلاقة بين المسافة إلى الجسم وإزاحته الحمراء، الذي يُحدد سرعة ابتعاده عنا. وتكون هذه العلاقة خطية تقريباً، وفقاً لقانون هبل. يُعدّ قياس الإزاحة الحمراء أمراً سهلاً نسبياً، بينما يُعدّ تحديد المسافة إلى الجسم أكثر صعوبة. عادة ما يستخدم علماء الفلك المعايير القياسية: وهي أجسام معروفة سطوعها الذاتي، أو قدرها المطلق. وهذا يسمح بقياس المسافة إلى الجسم من سطوعه المرصود الفعلي، أو قدره الظاهري. تُعتبر المستعرات العظمى من النوع Ia أدقّ المعايير القياسية المعروفة لقياس المسافات الكونية نظراً للمعانها الشديد والمتسق.

تتفق الملاحظات الحديثة للمستعرات العظمى مع كون يتكون من 66.6% من الطاقة المظلمة و33.4% من مزيج من المادة المظلمة والمادة الباريونية بافتراض نموذج لامبدا-سي‌دي‌إم المسطح.[35]

البنية واسعة النطاق

تشير نظرية البنية واسعة النطاق، التي تحكم تشكل البنى في الكون (النجوم، أشبه النجوم، المجرات ومجموعات وتجمعات المجرات)، أيضاً إلى أن كثافة المادة في الكون لا تتجاوز 30% من الكثافة الحرجة.

وقد قدم مسح أًجري عام 2011، وهو مسح WiggleZ للمجرات لأكثر من 200.000 مجرة، مزيداً من الأدلة على وجود الطاقة المظلمة، على الرغم من أن الفيزياء الدقيقة الكامنة وراءها لا تزال غير معروفة.[36][37] مسح WiggleZ من المرصد الفلكي الأسترالي المجرات لتحديد الإزاحة الحمراء. ثم، بالاستفادة من حقيقة أن التذبذبات الصوتية الباريونية تُخلّف فراغات منتظمة بقطر ≈150 م.ف.ف، محاطة بالمجرات، استُخدمت هذه الفراغات كمعايير قياسية لتقدير المسافات إلى المجرات حتى مسافة 2000 م.ف.ف. (الإزاحة الحمراء 0.6)، مما يسمح بتقدير دقيق لسرعات المجرات من إزاحتها الحمراء ومسافتها. أكدت البيانات التسارع الكوني حتى نصف عمر الكون (7 بليون سنة) وحدّدت عدم تجانسه بجزء واحد من عشرة.[37] وهذا يؤكد التسارع الكوني المستقل عن المستعرات العظمى.

خلفية الموجات المتناهية الكونية

Estimated division of total energy in the universe into matter, dark matter and dark energy based on five years of WMAP data[38]

يعتبر افتراض وجود الطاقة المظلمة مهم بالنسبة إلى تفسير قياسات الكوين الهندسي للكون وكمية ما يحتويه من مادة بصرف النظر عن حقيقة طبيعة لطاقة المظلمة. وتبين قياسات إشعاع الخلفية الميكروني الكوني وتوزيعها التي قام بقياسها مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP أن الكون قريب من أن يكون مسطحا، ومن أجل أن يكون شكل الكون مسطحا يلزم ان تكون كثافة المادة وبالتالي الطاقة مساوية لكثافة حرجة. وتشكل كمية المادة طبقا لقياسات المسبار والمكونة من المادة المرئية والمادة المظلمة (التي لا تشع أو تمتص ضوءا) نحو 30 % من تلك الكثافة الحرجة. وهذا يعني وجوب وجود شكل إضافي للطاقة غير معروف يكون النسبة الباقية المقدرة ب 70 %. [33]

وتشير القياسات الحالية التي أجراها المسبار WMAP لأشعة الخلفية الميكرونية الكونية إلى أن الكون يتكون بنسبة 74% من طاقة مظلمة، ونحو 22% مادة مظلمة، ونحو 4% مادة عادية مرئية. [39]


تأثير ساكس-وولف المتكامل في وقت متأخر

يؤدي تمدد الكون المتسارع إلى تسطح آبار الجاذبية والتلال عند مرور الفوتونات عبرها، مما ينتج عنه بقع باردة وساخنة على إشعاع الخلفية الصغروي الكوني، محاذية للفراغات الهائلة والتجمعات المجرية العملاقة. يُعرف هذا التأثير باسم تأثير ساكس-وولف المتكامل (ISW) في المراحل المتأخرة، وهو إشارة مباشرة للطاقة المظلمة في كون مسطح.[40] وقد أُشير لمدى أهميته عام 2008 من قبل هو وزملائه[41] وجيانانتونيو وزملائه.[42]

بيانات ثابت هبل الرصدية

لقد حظي نهج جديد لاختبار أدلة الطاقة المظلمة من خلال بيانات ثابت هبل الرصدية (OHD)، والمعروفة أيضاً باسم الساعات الكونية، باهتمام كبير في السنوات الأخيرة.[43][44][45][46]

يُقاس ثابت هبل، H(z)، كدالة للإزاحة الحمراء الكونية. يتتبع ثابت هبل الكوني تاريخ تمدد الكون بشكل مباشر من خلال اعتبار المجرات المبكرة ذات التطور السلبي بمثابة "ساعات كونية".[47] انطلاقاً من هذه النقطة، يوفر هذا النهج ساعاتٍ معيارية في الكون. ويكمن جوهر هذه الفكرة في قياس التطور العمري التفاضلي كدالة للإزاحة الحمراء لهذه الساعات الكونية. وبالتالي، فإنه يوفر تقديراً مباشراً لمعامل هبل

يُتيح الاعتماد على الكمية التفاضلية، Δz/Δt,، الحصول على معلومات أكثر، وهو أمر جذاب للحسابات، إذ يُمكنه تقليل العديد من المشكلات الشائعة والتأثيرات المنهجية. تعتمد تحليلات المستعرات العظمى والتذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) على تكاملات معامل هبل، بينما يقيسه Δz/Δt بشكلٍ مباشر. لهذه الأسباب، استُخدمت هذه الطريقة على نطاقٍ واسعٍ لدراسة تمدد الكون المتسارع ودراسة خصائص الطاقة المظلمة.[بحاجة لمصدر]

نظريات الطاقة المظلمة

إن كون الطاقة المظلمة قوة افتراضية ذات خصائص مجهولة يجعلها هدفاً رئيسياً للبحث العلمي. ويتم تناول هذه المشكلة من زوايا متعددة، مثل تعديل نظرية الجاذبية السائدة (النسبية العامة)، ومحاولة تحديد خصائص الطاقة المظلمة بدقة، وإيجاد طرق بديلة لتفسير البيانات الرصدية.


معادلة حالة الطاقة المظلمة لأربعة نماذج شائعة حسب الإزاحة الحمراء.[48]
A:نموذج CPL،
B: نموذج جاسال،
C: نموذج باربوزا وألكانيز،
D: نموذج ڤيتريش

الثابت الكوني

المقالة الرئيسية: ثابت كوني
للمزيد من المعلومات: معادلة الحالة (علم الكون)
التوزيع التقديري للمادة والطاقة في الكون.[49]

أبسط تفسير للطاقة المظلمة هي أنها طاقة جوهرية أساسية في الفضاء. هذه الطاقة هي الثابت الكوني، الذي يُرمز إليه عادةً بالحرف اليوناني Λ (لامدا، ومن هنا جاء اسم نموذج نموذج لامبدا-سي‌دي‌إم). وبما أن الطاقة والكتلة مرتبطتان وفقاً للمعادلة E = mc2,، فإن نظرية النسبية العامة لأينشتاين تتنبأ بأن هذه الطاقة سيكون لها تأثير جاذبية. ويُطلق عليها أحياناً اسم "طاقة الفراغ" لأنها كثافة طاقة الفضاء خالية.

من أبرز المشكلات أن نظريات الحقل الكمومي نفسها تتنبأ بثابت كوني ضخم، أكبر بنحو 120 قيمة أسية. ويجب إلغاء هذا الثابت تقريباً، لكن ليس تماماً، بحد مماثل له في الحجم ولكنه معاكس في الإشارة.[13]

تتطلب بعض نظريات التناظر الفائق ثابتاً كونياً يساوي صفر بالضبط.[50] ومن غير المعروف أيضاً ما إذا كان الثابت الكوني الموجب يتوافق مع التفسيرات البسيطة لنظرية الأوتار، والتي يكون فيها كوننا فراغاً زائفاً مع ثابت كوني موجب.[51] وقد افترض أولف دانييلسون وزملائه أنه لا توجد مثل هذه الحالة.[52] مع ذلك، حتى لو لم تسمح نظرية الأوتار بوجود فراغ زائف كهذا، فإن نماذج أخرى للطاقة المظلمة، مثل الجوهر، قد تظل قابلة للتطبيق.[51]

الجوهر

المقالة الرئيسية: جوهر (فيزياء)

في نماذج الجوهر للطاقة المظلمة، يُعزى التسارع الملحوظ لعامل المقياس إلى طاقة الوضع لحقل ديناميكي، يُشار إليه بحقل الجوهر. يختلف الجوهر عن الثابت الكوني في قدرته على التغير مكانياً وزمنياً. ولكي لا يتكتل ويُشكّل بنية كالمادة، يجب أن يكون الحقل خفيفاً للغاية بحيث يكون له طول موجة كومپتون كبير. في أبسط السيناريوهات، يمتلك حقل الجوهر حداً حركياً أساسياً، ويكون اقترانه بالجاذبية ضئيلاً، ولا يتضمن عمليات من الرتبة العليا ضمن نقطة لاگرانج.

لا يوجد حتى الآن أي دليل على وجود الجوهر الخماسي، ولم يُستبعد وجوده. ويتنبأ هذا المفهوم عموماً بتسارع أبطأ قليلًا لتمدد الكون مقارنةً بالثابت الكوني. ويعتقد بعض العلماء أن أفضل دليل على وجود الجوهر الخماسي سيأتي من انتهاكات مبدأ التكافؤ لآينشتاين وتغير الثوابت الأساسية في المكان أو الزمان.[53] يتم التنبؤ الحقول المعيارية بواسطة النموذج المعياري لفيزياء الجسيمات ونظرية الأوتار، لكن تظهر مشكلة مماثلة لمشكلة الثابت الكوني (أو مشكلة بناء نماذج التضخم الكوني): تتنبأ نظرية الاستبدال غير المتناهي بأن الحقول المعيارية يجب أن تكتسب كتلاً كبيرة.

تُثير مشكلة المصادفة تساؤلاً حول سبب بدء التسارع في ذلك الوقت تحديداً. فلو بدأ التسارع في وقت أبكر من الكون، لما أتيحت الفرصة لتكوّن بُنى مثل المجرات، ولما وُجدت الحياة، على الأقل كما نعرفها، أصلاً. ويرى أنصار المبدأ الأنثروپي في ذلك دليلاً على صحة حججهم. مع ذلك، تتميز العديد من نماذج الجوهر بسلوك يُسمى "التتبع"، وهو ما يحل هذه المشكلة. ففي هذه النماذج، يمتلك حقل الجوهر كثافةً تُقارب كثافة الإشعاع (لكنها أقل منها) حتى تكافؤ المادة-الإشعاع، الذي يُحفز الجوهر على التصرّف كطاقة مظلمة، ليُهيمن في نهاية المطاف على الكون. وهذا يُحدد بطبيعة الحال مقياس الطاقة المنخفض للطاقة المظلمة.[54][55]

عام 2004، عندما قام العلماء بمطابقة تطور الطاقة المظلمة مع البيانات الكونية، وجدوا أن معادلة الحالة ربما تكون قد تجاوزت حد الثابت الكوني من الأعلى إلى الأسفل. وقد أُثببت نظرية عدم إمكانية حدوث ذلك، والتي تنص على أن هذا السيناريو يتطلب نماذج تحتوي على نوعين على الأقل من الحقول العددية. يُطلق على هذا السيناريو اسم كوينتوم، والذي اقترحه فريق شين‌مين ژانگ عام 2004.[56]

من الحالات الخاصة للجوهر طاقة الظلام الوهمية، حيث تزداد كثافة طاقة الجوهر فعلياً مع مرور الوقت، والجوهر الحركي الذي له شكل غير معياري من الطاقة الحركية مثل الطاقة الحركية السالبة.[57] يمكن أن يكون لها خصائص غير عادية: على سبيل المثال، يمكن أن تتسبب الطاقة المظلمة الوهمية في حدوث تمزق عظيم.

جادلت مجموعة من الباحثين عام 2021 بأن ملاحظات توتر هبل قد تشير إلى أن نماذج الجوهر الخماسي ذات اقتران ثابت غير صفري هي النماذج القابلة للتطبيق فقط.[58]

الطاقة المظلمة المتفاعلة

تسعى هذه المجموعة من النظريات إلى وضع نظرية شاملة لكل من المادة المظلمة والطاقة المظلمة باعتبارهما ظاهرة واحدة تُعدّل قوانين الجاذبية على مستويات مختلفة. فعلى سبيل المثال، يمكن اعتبار الطاقة المظلمة والمادة المظلمة وجهين مختلفين لنفس المادة المجهولة،[59] أو افتراض أن المادة المظلمة الباردة تتحلل إلى طاقة مظلمة.[60] تُقترح مجموعة أخرى من النظريات التي توحد المادة المظلمة والطاقة المظلمة، وهي النظريات المتغيرة للجاذبية المعدلة. تُغير هذه النظريات ديناميكيات الزمان-المكان بحيث تنبع الديناميكيات المعدلة مما نُسب إلى وجود الطاقة المظلمة والمادة المظلمة.[61] من حيث المبدأ، يمكن للطاقة المظلمة أن تتفاعل ليس فقط مع بقية قطاع المجرة المظلمة، بل أيضاً مع المادة العادية. ومع ذلك، فإن علم الكون وحده لا يكفي لتقييد قوة الاقتران بين الطاقة المظلمة والباريونات بشكل فعال، لذا يجب اعتماد تقنيات غير مباشرة أخرى أو عمليات بحث معملية.[62] طُرحت نظرية لفترة وجيزة في أوائل عقد 2020 مفادها أن الزيادة الملحوظة في كاشف XENON1T في إيطاليا ربما تكون ناجمة عن نموذج الحرباء للطاقة المظلمة، لكن تجارب أخرى دحضت هذا الاحتمال.[63][64]

نماذج الطاقة المظلمة المتغيرة

ربما تباينت كثافة الطاقة المظلمة عبر الزمن خلال تاريخ الكون. تسمح لنا البيانات الرصدية الحديثة بتقدير الكثافة الحالية للطاقة المظلمة. وباستخدام التذبذبات الصوتية الباريونية، يُمكن دراسة تأثير الطاقة المظلمة في تاريخ الكون، وتحديد معلمات معادلة حالة الطاقة المظلمة. ولتحقيق هذه الغاية، تم اقتراح العديد من النماذج، ومن أكثرها شيوعاً نموذج شيڤالييه-بولارسكي-ليندر (CPL).[65][66] ومن النماذج الشائعة الأخرى نموذج باربوزا وألكانيز (2008)،[67] جاسال وزملائه (2005)،[68] ڤيتريتش (2004)،[69] وأوزتاس وزملائه (2018).[70][71]

توجد بعض الأدلة الرصدية التي تشير إلى أن الطاقة المظلمة تتناقص بالفعل مع مرور الوقت. وتشير البيانات المستقاة من جهاز مطيافية الطاقة المظلمة (DESI)، الذي يرصد حجم التذبذبات الصوتية الباريونية عبر تاريخ تمدد الكون، إلى أن كمية الطاقة المظلمة أقل بنسبة 10% مما كانت عليه قبل 4.5 بليون سنة.[72][28] ومع ذلك، لا توجد حتى الآن بيانات كافية لاستبعاد أن تكون الطاقة المظلمة هي الثابت الكوني.

بدائل الطاقة المظلمة

الجاذبية المعدلة

انظر أيضاً: جاذبية هائلة

تعتمد الأدلة على وجود الطاقة المظلمة بشكل كبير على نظرية النسبية العامة. لذا، من الممكن أن يؤدي تعديل ما على النسبية العامة إلى الاستغناء عن الطاقة المظلمة. توجد العديد من هذه النظريات، ولا يزال البحث جارياً.[73][74] إن قياس سرعة الجاذبية في أول موجة جاذبية تم قياسها بوسائل غير تثاقلية (GW170817) استبعدت العديد من نظريات الجاذبية المعدلة كتفسيرات للطاقة المظلمة.[75][76][77]

يؤكد عالم الفيزياء الفلكية إيثان سيگل أنه على الرغم من أن هذه البدائل تحظى بتغطية إعلامية واسعة، فإن جميع علماء الفيزياء الفلكية المحترفين تقريباً على ثقة بوجود الطاقة المظلمة، وأن أياً من النظريات المتنافسة لا تفسر الملاحظات بنفس مستوى الدقة الذي تفسره نظرية الطاقة المظلمة التقليدية.[78]

الشكوكية الرصدية

تهدف بعض بدائل الطاقة المظلمة، مثل علم الكون غير المتجانس، إلى تفسير البيانات الرصدية من خلال استخدام أكثر دقة للنظريات الراسخة. في هذا السيناريو، لا وجود فعلي للطاقة المظلمة، وإنما هي مجرد نتاج للقياس. على سبيل المثال، إذا كنا موجودين في منطقة من الفضاء أقل كثافة من المتوسط، فقد يُساء فهم معدل تمدد الكون المرصود على أنه تغير في الزمن أو تسارع.[79][80][81][82] يستخدم نهج مختلف امتداداً كونياً لمبدأ التكافؤ لإظهار كيف قد يبدو الفضاء وكأنه يتوسع بسرعة أكبر في الفراغات المحيطة بمجموعتنا المجرية المحلية. ورغم ضعف هذه التأثيرات، إلا أن تراكمها على مدى بلايين السنين قد يجعلها ذات أهمية، مما يخلق وهم التسارع الكوني، ويجعلنا نبدو كما لو أننا نعيش في فقاعة هبل.[83][84][85] وثمة احتمالات أخرى تتمثل في أن تمدد الكون المتسارع هو وهم ناتج عن الحركة النسبية لنا بالنسبة لبقية الكون،[86][87] أو أن الأساليب الإحصائية المستخدمة كانت معيبة.[88][89] فشلت محاولة الكشف المباشر في المعمل في رصد أي قوة مرتبطة بالطاقة المظلمة.[90]

لم تحظَ تفسيرات الطاقة المظلمة القائمة على الشكوكية الرصدية بقبول واسع بين علماء الكون. فعلى سبيل المثال، تم تحريف ورقة بحثية أشارت إلى تباين الخواص في الكون المحلي وتفسيرها خطأً على أنها طاقة مظلمة[91] بورقة بحثية أخرى زعمت وجود أخطاء في الورقة البحثية الأصلية.[92] وتشكك دراسة أخرى في الافتراض الأساسي القائل بأن لمعان المستعرات العظمى من النوع Ia لا يتغير بتغير عمر العناقيد النجمية[93][94] سرعان ما دُحض من قبل علماء الكون الآخرين.[95]

كتأثير نسبية عامة ناتج عن الثقوب السوداء

صاغ باحثون من جامعة هاواي في مانوا هذه النظرية في فبراير 2023. وتتلخص الفكرة في أنه إذا افترضنا أن مقياس كير (الذي يصف الثقوب السوداء الدوارة) يتقارب مع مقياس فريدمان-روبرتسون-ووكر (الذي يصف الكون المتناحي والمتجانس، وهو الافتراض الأساسي لعلم الكون الحديث)، فسنجد أن الثقوب السوداء تكتسب كتلة مع تمدد الكون. ويُقاس معدل هذا التقارب بالمعادلة التالية: ∝a3، حيث a هو عامل المقياس. ويعني هذا المعدل أن كثافة طاقة الثقوب السوداء تظل ثابتة مع مرور الوقت، مما يحاكي الطاقة المظلمة (انظر #التعريف التقني للطاقة المظلمة). تُسمى هذه النظرية "الاقتران الكوني" لأن الثقوب السوداء تقترن بشرط كوني.[96] ويشكك علماء الفيزياء الفلكية الآخرون في ذلك،[97] مع وجود العديد من الأوراق البحثية التي تدعي أن النظرية تفشل في تفسير الملاحظات الأخرى.[98][99]

علم الكون للموجات الصادمة

علم الكون للموجات التصادمية، الذي اقترحه جويل سمولر وبليك تمپل عام 2003، يعتبر "الانفجار العظيم" انفجاراً داخل ثقب أسود، مما ينتج عنه حجم متمدد من الفضاء والمادة يشمل الكون المرصود.[100] وتقترح نظرية ذات صلة لسمولر وتمپل وڤوگلر أن هذه الموجة الصادمة ربما تكون قد أدت إلى انخفاض كثافة الجزء الذي نعيش فيه من الكون مقارنة بالأجزاء المحيطة به، مما تسبب في التوسع المتسارع الذي يُعزى عادةً إلى الطاقة المظلمة.[101][102] ويقترحون أيضاً إمكانية اختبار هذه النظرية ذات الصلة: إذ يُفترض أن يُعطي كون ذو طاقة مظلمة قيمة للتصحيح التكعيبي للإزاحة الحمراء مقابل اللمعان C = −0.180 عند a = a، بينما في حالة بديل سمولر وتمپل وڤوگلر، يجب أن تكون قيمة C موجبة وليست سالبة. ويقدمون حساباً أكثر دقة لنموذج الموجة الصادمة البديل الخاص بهم على النحو التالي: التصحيح التكعيبي للإزاحة الحمراء مقابل اللمعان عند a = a هو C = 0.359.[101]

على الرغم من أن علم الكون للموجات الصادمة ينتج كوناً "يبدو مطابقاً بشكل أساسي لنتائج الانفجار العظيم"،[103] يرى علماء الكون أن هذا النموذج يحتاج إلى مزيد من التطوير قبل أن يُعتبر نموذجاً أكثر فائدة من نظرية الانفجار العظيم (أو النموذج المعياري) في تفسير الكون. وعلى وجه الخصوص، ولا سيما بالنسبة للبديل المقترح للطاقة المظلمة، فإنه سيحتاج إلى تفسير عملية التخليق النووي في الانفجار العظيم، والتفاصيل الكمية لتباينات إشعاع الخلفية الصغروية الكوني، وغابة ليمان-ألفا، ومسح المجرات.[102]

التداعيات على مصير الكون

يقدر علماء الكوني أن التسارع بدأ منذ حوالي 5 بليون سنة.[104][أ] قبل ذلك، يُعتقد أن التوسع كان يتباطأ بفعل تأثير المادة الجاذب. تتناقص كثافة المادة المظلمة في الكون المتوسع بسرعة أكبر من الطاقة المظلمة، وفي النهاية تهيمن الطاقة المظلمة. تحديداً، عندما يتضاعف حجم الكون، تنخفض كثافة المادة المظلمة إلى النصف، بينما تبقى كثافة الطاقة المظلمة ثابتة تقريبًا (فهي ثابتة تماماً في حالة الثابت الكوني).

قد تختلف التوقعات المستقبلية اختلافاً جذرياً باختلاف نماذج الطاقة المظلمة. ففي حالة الثابت الكوني، أو أي نموذج آخر يتنبأ باستمرار التسارع إلى ما لا نهاية، ستكون النتيجة النهائية أن المجرات خارج المجموعة المحلية ستمتلك [[|سرعة شعاعية|سرعة بخط البصر]] تتزايد باستمرار مع مرور الوقت، لتتجاوز في النهاية سرعة الضوء بكثير.[105] لا يُعدّ هذا انتهاكاً للنسبية الخاصة، لأن مفهوم "السرعة" المستخدم هنا يختلف عن مفهوم السرعة في إطار مرجعي قصوري محلي، والذي يظلّ مقيداً بأن يكون أقل من سرعة الضوء لأي جسم ذي كتلة (انظر استخدامات المسافة الذاتية لمناقشة دقة تعريف أي مفهوم للسرعة النسبية في علم الكون). ولأنّ معامل هابل يتناقص مع مرور الوقت، فقد توجد حالات تتمكن فيها مجرة ​​تبتعد عنا بسرعة تفوق سرعة الضوء من إرسال إشارة تصل إلينا في نهاية المطاف.[106][107]

مع ذلك، وبسبب التمدد المتسارع، يُتوقع أن تعبر معظم المجرات في نهاية المطاف نوعاً من أفق الحدث الكوني، حيث لن يتمكن أي ضوء تنبعث منه بعد تلك النقطة من الوصول إلينا في أي وقت في المستقبل اللانهائي[108] لأن الضوء لا يصل أبداً إلى نقطة تتجاوز فيها سرعته الخاصة نحونا سرعة تمدده بعيداً عنا (يُناقش هذان المفهومان للسرعة أيضاً في استخدامات المسافة الحقيقية). بافتراض ثبات الطاقة المظلمة (ثابت كوني)، فإن المسافة الحالية إلى أفق الحدث الكوني هذا تبلغ حوالي 16 بليون سنة ضوئية، مما يعني أن إشارة من حدث يحدث "في الوقت الحاضر" ستتمكن في النهاية من الوصول إلينا في المستقبل إذا كان الحدث على بُعد أقل من 16 بليون سنة ضوئية، لكنها لن تصل إلينا أبدًا إذا كان الحدث على بُعد أكثر من 16 بليون سنة ضوئية.[107]

مع اقتراب المجرات من نقطة عبور أفق الحدث الكوني هذا، سيزداد الإنزياح الأحمر للضوء الصادر منها، حتى يصبح طول الموجة كبيراً جداً بحيث يتعذر رصده عملياً، فتبدو المجرات وكأنها تختفي تماماً[109][110] (انظر مستقبل تمدد الكون). سيبقى كوكب الأرض ودرب التبانة والمجموعة المحلية من المجرات التي تنتمي إليها درب التبانة، دون تغيير يُذكر، بينما يتراجع باقي الكون ويختفي عن الأنظار. في هذا السيناريو، ستعاني المجموعة المحلية في نهاية المطاف من الموت الحراري، تماماً كما كان يُفترض للكون المسطح الذي تهيمن عليه المادة قبل قياسات التسارع الكوني.[بحاجة لمصدر]

توجد أفكار أخرى، أكثر تخميناً، حول مستقبل الكون. يُشير نموذج الطاقة المظلمة الوهمية إلى تمدد "متباعد"، ما يعني أن القوة الفعالة للطاقة المظلمة تستمر في النمو حتى تُهيمن على جميع القوى الأخرى في الكون. في ظل هذا السيناريو، ستُمزق الطاقة المظلمة في نهاية المطاف جميع البنى المرتبطة بالجاذبية، بما في ذلك المجرات والمجموعات الشمسية، وتتغلب في نهاية المطاف على القوى الكهربائية والنووية لتمزق الذرات نفسها، مُنهيةً الكون في "تمزق عظيم". من ناحية أخرى، قد تتبدد الطاقة المظلمة مع مرور الوقت أو حتى تُصبح جاذبة. تُبقي هذه الشكوك الباب مفتوحاً أمام إمكانية سيادة الجاذبية في نهاية المطاف، ما يؤدي إلى كون ينكمش على نفسه في "انضغاط عظيم"،[111] أو أنه قد يكون هناك دورة طاقة مظلمة، مما يعني نموذجاً دورياً للكون، حيث تستغرق كل دورة (الانفجار العظيم ثم الانكماش العظيم في النهاية) حوالي تريليون سنة (1012).[112][113] مع أن أياً من هذه الفرضيات لا تدعمها الملاحظات، إلا أنها لا تُستبعد..[بحاجة لمصدر]

في فلسفة العلوم

يُعرّف عالم الفيزياء الفلكية ديڤد مريت الطاقة المظلمة كمثال على "فرضية مساعدة"، وهي فرضية مخصصة تُضاف إلى نظرية ما استجابةً لملاحظات تُفنّدها. ويجادل بأن فرضية الطاقة المظلمة هي فرضية تقليدية، أي فرضية لا تُضيف أي محتوى تجريبي، وبالتالي فهي غير قابلة للتفنيد بالمعنى الذي حدّده كارل پوپر.[114] لكن رأيه لا يحظى بتأييد جميع العلماء.[115]

انظر أيضاً

الهوامش

  1. ^ Taken from Frieman, Turner, & Huterer (2008):[104](pp. 6, 44)

    مرّ الكون بثلاث حقب متمايزة:

    حقبة يهيمن عليها الإشعاع،   z ≳ 3000 ;
    حقبة تهيمن عليها المادة،   3000 ≳ z ≳ 0.5 ;
    حقبة تهيمن عليها المادة المظلمة،   0.5 ≳ z .

    يتحكم شكل الطاقة السائد على تطور عامل المقياس:

    (بالنسبة للثابت  w ). خلال الحقبة التي هيمن عليها الإشعاع،

    خلاف الحقبة التي هيمنت عليها المادة،

    وخلال الحقبة التي هيمنت عليها المادة المظلمة بافتراض أن   w ≃ −1   بشكل تقاربي

    [104](p. 6)

    وبالنظر إلى جميع البيانات الحالية مجتمعة، فإنها توفر دليلاً قوياً على وجود الطاقة المظلمة؛ فهي تقيد نسبة الكثافة الحرجة التي تساهم بها الطاقة المظلمة، 0.76 ± 0.02 , ومعامل معادلة الحالة:

      w ≈ −1 ± 0.1 [stat.] ± 0.1 [sys.] ,

    بافتراض أن  w  ثابت، فهذا يعني أن الكون بدأ بالتسارع عند الإزاحة الحمراء z ≈ 0.4 وعمر t ≈ 10 بليون سنة. هذه النتائج قوية، إذ يمكن حذف بيانات أي طريقة دون المساس بالقيود، كما أنها لا تتأثر بشكل كبير بالتخلي عن افتراض التسطح المكاني.[104](p. 44)

المصادر

  1. ^ Huterer, Dragan (December 2023). "Growth of cosmic structure". The Astronomy and Astrophysics Review. 31 (1) 2. arXiv:2212.05003. Bibcode:2023A&ARv..31....2H. doi:10.1007/s00159-023-00147-4.
  2. ^ Idicherian Lonappan, Anto; Kumar, Sumit; R, Ruchika; Dinda, Bikash R.; Ananda Sen, Anjan (21 February 2018). "Bayesian evidences for dark energy models in light of current observational data". Physical Review D. 97 (4) 043524. arXiv:1707.00603. Bibcode:2018PhRvD..97d3524L. doi:10.1103/PhysRevD.97.043524. S2CID 119249858.
  3. ^ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Alves, M. I. R.; et al. (Planck Collaboration) (22 March 2013). "Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9". Astronomy and Astrophysics. 571: A1. arXiv:1303.5062. Bibcode:2014A&A...571A...1P. doi:10.1051/0004-6361/201321529. S2CID 218716838.
  4. ^ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Alves, M. I. R.; et al. (Planck Collaboration) (31 March 2013). "Planck 2013 Results Papers". Astronomy and Astrophysics. 571: A1. arXiv:1303.5062. Bibcode:2014A&A...571A...1P. doi:10.1051/0004-6361/201321529. S2CID 218716838. Archived from the original on 23 March 2013.
  5. ^ "First Planck results: the Universe is still weird and interesting". 21 March 2013. Archived from the original on 2 May 2019. Retrieved 14 June 2017.
  6. ^ Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2. p. 46. Retrieved 7 October 2013, "...dark energy: A smooth, persistent component of invisible energy, thought to make up about 70 percent of the energy density of the universe. Dark energy is smooth because it doesn't accumulate preferentially in galaxies and clusters..."
  7. ^ Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2006). "Why the cosmological constant is small and positive". Science. 312 (5777): 1180–1183. arXiv:astro-ph/0605173. Bibcode:2006Sci...312.1180S. doi:10.1126/science.1126231. PMID 16675662. S2CID 14178620.
  8. ^ "Dark Energy". Hyperphysics. Archived from the original on 27 May 2013. Retrieved 4 January 2014.
  9. ^ Ferris, Timothy (January 2015). "Dark Matter(Dark Energy)". National Geographic Magazine. Archived from the original on 10 June 2015. Retrieved 10 June 2015.
  10. ^ Overbye, Dennis (20 February 2017). "Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast?". The New York Times. Archived from the original on 4 April 2019. Retrieved 21 February 2017.
  11. ^ Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. American Physical Society. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID 118961123.
  12. ^ Cookson, Clive (June 3, 2011). "Moon findings muddy the water". Financial Times. Archived from the original on 22 November 2016. Retrieved 21 November 2016.
  13. ^ أ ب Carroll, Sean (2001). "The cosmological constant". Living Reviews in Relativity. 4 (1) 1. arXiv:astro-ph/0004075. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042. PMID 28179856. Archived from the original on 13 October 2006. Retrieved 28 September 2006.
  14. ^ Harvey, Alex (2012). "How Einstein Discovered Dark Energy". arXiv:1211.6338 [physics.hist-ph].
  15. ^ "Volume 7: The Berlin Years: Writings, 1918-1921 (English translation supplement) page 31". einsteinpapers.press.princeton.edu. Retrieved 2023-09-18.
  16. ^ O'Raifeartaigh, C.; O'Keeffe, M.; Nahm, W.; Mitton, S. (2017). 'Einstein's 1917 Static Model of the Universe: A Centennial Review'. Eur. Phys. J. (H) 42: 431–474.
  17. ^ "Dark Energy, Dark Matter". Science Mission Directorate. Archived from the original on 5 November 2020. Retrieved September 17, 2022.
  18. ^ Gamow, George (1970) My World Line: An Informal Autobiography. p. 44: "Much later, when I was discussing cosmological problems with Einstein, he remarked that the introduction of the cosmological term was the biggest blunder he ever made in his life." – Here the "cosmological term" refers to the cosmological constant in the equations of general relativity, whose value Einstein initially picked to ensure that his model of the universe would neither expand nor contract; if he had not done this he might have theoretically predicted the universal expansion that was first observed by Edwin Hubble.
  19. ^ أ ب Riess, Adam G.; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Smith; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). "Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant". Astronomical Journal. 116 (3): 1009–1038. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499. S2CID 15640044.
  20. ^ أ ب Perlmutter, S.; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Groom; Hook; Kim; Kim; Lee; Nunes; Pain; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz-Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; et al. (1999). "Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae". Astrophysical Journal. 517 (2): 565–586. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221. S2CID 118910636.
  21. ^ "Dark Energy Fills the Cosmos". www.lbl.gov. Archived from the original on 2006-08-11. Retrieved 2025-11-15.
  22. ^ Perlmutter, S.; Turner, M.; White, M. (1999). "Constraining Dark Energy with Type Ia Supernovae and Large-Scale Structure". Physical Review Letters. 83 (4): 670–673. arXiv:astro-ph/9901052. Bibcode:1999PhRvL..83..670P. doi:10.1103/PhysRevLett.83.670. S2CID 119427069.
  23. ^ Overbye, Dennis (22 July 2003). "Astronomers Report Evidence of 'Dark Energy' Splitting the Universe". The New York Times. Archived from the original on 26 June 2015. Retrieved 5 August 2015.
  24. ^ Rugh, S.E.; Zinkernagel, H. (2002). "The quantum vacuum and the cosmological constant problem". Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics. 33 (4): 663–705. arXiv:hep-th/0012253. Bibcode:2002SHPMP..33..663R. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3. S2CID 9007190. Archived from the original on 30 November 2010. Retrieved 29 October 2022.
  25. ^ Baumann, Daniel. "Cosmology: Part III Mathematical Tripos, Cambridge University" (PDF). p. 21−22. Archived from the original (PDF) on 2 February 2017. Retrieved 31 January 2017.
  26. ^ Astier, Pierre (Supernova Legacy Survey); Guy; Regnault; Pain; Aubourg; Balam; Basa; Carlberg; Fabbro; Fouchez; Hook; Howell; Lafoux; Neill; Palanque-Delabrouille; Perrett; Pritchet; Rich; Sullivan; Taillet; Aldering; Antilogus; Arsenijevic; Balland; Baumont; Bronder; Courtois; Ellis; Filiol; et al. (2006). "The Supernova legacy survey: Measurement of ΩM, ΩΛ and W from the first year data set". Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 31–48. arXiv:astro-ph/0510447. Bibcode:2006A&A...447...31A. doi:10.1051/0004-6361:20054185. S2CID 119344498.
  27. ^ jennynuss (2025-03-19). "New DESI Results Strengthen Hints That Dark Energy May Evolve". Berkeley Lab News Center (in الإنجليزية الأمريكية). Retrieved 2025-04-23.
  28. ^ أ ب Castelvecchi, Davide (19 March 2025). "Is dark energy getting weaker? Fresh data bolster shock finding". Nature. 639 (8056): 849. Bibcode:2025Natur.639..849C. doi:10.1038/d41586-025-00837-2. PMID 40114003. {{cite journal}}: Check |pmid= value (help)
  29. ^ Durrer, R. (2011). "What do we really know about Dark Energy?". Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 369 (1957): 5102–5114. arXiv:1103.5331. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098/rsta.2011.0285. PMID 22084297. S2CID 17562830.
  30. ^ The first paper, using observed data, which claimed a positive Lambda term was Paál, G.; et al. (1992). "Inflation and compactification from galaxy redshifts?". Astrophysics and Space Science. 191 (1): 107–124. Bibcode:1992Ap&SS.191..107P. doi:10.1007/BF00644200. S2CID 116951785.
  31. ^ "The Nobel Prize in Physics 2011". Nobel Foundation. Archived from the original on 1 August 2012. Retrieved 4 October 2011.
  32. ^ The Nobel Prize in Physics 2011 Archived 4 أكتوبر 2011 at the Wayback Machine. Perlmutter got half the prize, and the other half was shared between Schmidt and Riess.
  33. ^ أ ب Spergel, D. N.; et al. (WMAP collaboration) (June 2007). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology" (PDF). The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. CiteSeerX 10.1.1.472.2550. doi:10.1086/513700. S2CID 1386346. Archived (PDF) from the original on 6 April 2020. Retrieved 26 December 2019.
  34. ^ Durrer, R. (2011). "What do we really know about dark energy?". Philosophical Transactions of the Royal Society A. 369 (1957): 5102–5114. arXiv:1103.5331. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098/rsta.2011.0285. PMID 22084297. S2CID 17562830.
  35. ^ Brout, Dillon; Scolnic, Dan; Popovic, Brodie; Riess, Adam G.; Carr, Anthony; Zuntz, Joe; Kessler, Rick; Davis, Tamara M.; Hinton, Samuel; Jones, David; Kenworthy, W. D'Arcy; Peterson, Erik R.; Said, Khaled; Taylor, Georgie; Ali, Noor (October 2022). "The Pantheon+ Analysis: Cosmological Constraints". The Astrophysical Journal (in الإنجليزية). 938 (2): 110. arXiv:2202.04077. Bibcode:2022ApJ...938..110B. doi:10.3847/1538-4357/ac8e04. ISSN 0004-637X.
  36. ^ "New method 'confirms dark energy'". BBC News. 19 May 2011. Archived from the original on 15 June 2018. Retrieved 21 July 2018.
  37. ^ أ ب Dark energy is real Archived 25 مايو 2011 at the Wayback Machine, Swinburne University of Technology, 19 May 2011
  38. ^ "Content of the Universe – Pie Chart". Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. National Aeronautics and Space Administration. Archived from the original on 18 August 2018. Retrieved 9 January 2018.
  39. ^ خطأ استشهاد: وسم <ref> غير صحيح؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماة Wmap 5 Year
  40. ^ Crittenden; Neil Turok (1996). "Looking for $\Lambda$ with the Rees-Sciama Effect". Physical Review Letters. 76 (4): 575–578. arXiv:astro-ph/9510072. Bibcode:1996PhRvL..76..575C. doi:10.1103/PhysRevLett.76.575. PMID 10061494. S2CID 119012700.
  41. ^ Ho, Shirley; Hirata; Padmanabhan, Nikhil; Seljak, Uros; Bahcall, Neta (2008). "Correlation of cosmic microwave background with large-scale structure: I. ISW Tomography and Cosmological Implications". Physical Review D. 78 (4) 043519. arXiv:0801.0642. Bibcode:2008PhRvD..78d3519H. doi:10.1103/PhysRevD.78.043519. S2CID 38383124.
  42. ^ Giannantonio, Tommaso; Scranton, Ryan; Crittenden; Nichol; Boughn; Myers; Richards (2008). "Combined analysis of the integrated Sachs–Wolfe effect and cosmological implications". Physical Review D. 77 (12) 123520. arXiv:0801.4380. Bibcode:2008PhRvD..77l3520G. doi:10.1103/PhysRevD.77.123520. S2CID 21763795.
  43. ^ Yi, Zelong; Zhang, Tongjie (2007). "Constraints on holographic dark energy models using the differential ages of passively evolving galaxies". Modern Physics Letters A. 22 (1): 41–54. arXiv:astro-ph/0605596. Bibcode:2007MPLA...22...41Y. doi:10.1142/S0217732307020889. S2CID 8220261.
  44. ^ Wan, Haoyi; Yi, Zelong; Zhang, Tongjie; Zhou, Jie (2007). "Constraints on the DGP Universe Using Observational Hubble parameter". Physics Letters B. 651 (5): 1368–1379. arXiv:0706.2723. Bibcode:2007PhLB..651..352W. doi:10.1016/j.physletb.2007.06.053. S2CID 119125999.
  45. ^ Ma, Cong; Zhang, Tongjie (2011). "Power of observational Hubble parameter data: a figure of merit exploration". Astrophysical Journal. 730 (2): 74. arXiv:1007.3787. Bibcode:2011ApJ...730...74M. doi:10.1088/0004-637X/730/2/74. S2CID 119181595.
  46. ^ Zhang, Tongjie; Ma, Cong; Lan, Tian (2010). "Constraints on the dark side of the universe and observational Hubble parameter data". Advances in Astronomy. 2010 (1): 1. arXiv:1010.1307. Bibcode:2010AdAst2010E..81Z. doi:10.1155/2010/184284. S2CID 62885316.
  47. ^ Simon, Joan; Verde, Licia; Jimenez, Raul (2005). "Constraints on the redshift dependence of the dark energy potential". Physical Review D. 71 (12) 123001. arXiv:astro-ph/0412269. Bibcode:2005PhRvD..71l3001S. doi:10.1103/PhysRevD.71.123001. S2CID 13215290.
  48. ^ by Ehsan Sadri Astrophysics MSc, Azad University, Tehran
  49. ^ "Planck reveals an almost perfect universe". Planck. ESA. 21 March 2013. Archived from the original on 6 December 2013. Retrieved 21 March 2013.
  50. ^ Wess, Julius; Bagger, Jonathan (1992). Supersymmetry and Supergravity. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02530-8.
  51. ^ أ ب Wolchover, Natalie (9 August 2018). "Dark energy may be incompatible with string theory". Quanta Magazine. Simons Foundation. Archived from the original on 15 November 2020. Retrieved 2 April 2020.
  52. ^ Danielsson, Ulf; Van Riet, Thomas (April 2018). "What if string theory has no de Sitter vacua?". International Journal of Modern Physics D. 27 (12): 1830007–1830298. arXiv:1804.01120. Bibcode:2018IJMPD..2730007D. doi:10.1142/S0218271818300070. S2CID 119198922.
  53. ^ Carroll, Sean M. (1998). "Quintessence and the Rest of the World: Suppressing Long-Range Interactions". Physical Review Letters. 81 (15): 3067–3070. arXiv:astro-ph/9806099. Bibcode:1998PhRvL..81.3067C. doi:10.1103/PhysRevLett.81.3067. ISSN 0031-9007. S2CID 14539052.
  54. ^ Ratra, Bharat; Peebles, P. J. E. (1988). "Cosmological consequences of a rolling homogeneous scalar field". Phys. Rev. D37 (12): 3406–3427. Bibcode:1988PhRvD..37.3406R. doi:10.1103/PhysRevD.37.3406. PMID 9958635.
  55. ^ Steinhardt, Paul J.; Wang, Li-Min; Zlatev, Ivaylo (1999). "Cosmological tracking solutions". Phys. Rev. D59 (12) 123504. arXiv:astro-ph/9812313. Bibcode:1999PhRvD..59l3504S. doi:10.1103/PhysRevD.59.123504. S2CID 40714104.
  56. ^ Feng, Bo; Wang, Xiulian; Zhang, Xinmin (February 2005). "Dark energy constraints from the cosmic age and supernova". Physics Letters B (in الإنجليزية). 607 (1–2): 35–41. arXiv:astro-ph/0404224. Bibcode:2005PhLB..607...35F. doi:10.1016/j.physletb.2004.12.071.
  57. ^ Caldwell, R. R. (2002). "A phantom menace? Cosmological consequences of a dark energy component with super-negative equation of state". Physics Letters B. 545 (1–2): 23–29. arXiv:astro-ph/9908168. Bibcode:2002PhLB..545...23C. doi:10.1016/S0370-2693(02)02589-3. S2CID 9820570.
  58. ^ Krishnan, Chethan; Mohayaee, Roya; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, M. M.; Yin, Lu (16 September 2021). "Does Hubble Tension Signal a Breakdown in FLRW Cosmology?". Classical and Quantum Gravity. 38 (18): 184001. arXiv:2105.09790. Bibcode:2021CQGra..38r4001K. doi:10.1088/1361-6382/ac1a81. ISSN 0264-9381. S2CID 234790314.
  59. ^ See dark fluid.
  60. ^ Marcondes, Rafael J. F. (5 October 2016). "Interacting dark energy models in Cosmology and large-scale structure observational tests". arXiv:1610.01272 [astro-ph.CO].
  61. ^ Exirifard, Q. (2011). "Phenomenological covariant approach to gravity". General Relativity and Gravitation. 43 (1): 93–106. arXiv:0808.1962. Bibcode:2011GReGr..43...93E. doi:10.1007/s10714-010-1073-6. S2CID 119169726.
  62. ^ Vagnozzi, Sunny; Visinelli, Luca; Mena, Olga; Mota, David F. (2020). "Do we have any hope of detecting scattering between dark energy and baryons through cosmology?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 493 (1): 1139–1152. arXiv:1911.12374. Bibcode:2020MNRAS.493.1139V. doi:10.1093/mnras/staa311.
  63. ^ "A new dark matter experiment quashed earlier hints of new particles". Science News. 2022-07-22. Archived from the original on 26 August 2022. Retrieved 2022-08-03.
  64. ^ Aprile, E.; Abe, K.; Agostini, F.; Maouloud, S. Ahmed; Althueser, L.; Andrieu, B.; Angelino, E.; Angevaare, J. R.; Antochi, V. C.; Martin, D. Antón; Arneodo, F. (2022-07-22). "Search for New Physics in Electronic Recoil Data from XENONnT". Physical Review Letters. 129 (16) 161805. arXiv:2207.11330. Bibcode:2022PhRvL.129p1805A. doi:10.1103/PhysRevLett.129.161805. PMID 36306777. S2CID 251040527.
  65. ^ Chevallier, M; Polarski, D (2001). "Accelerating Universes with Scaling Dark Matter". International Journal of Modern Physics D. 10 (2): 213–224. arXiv:gr-qc/0009008. Bibcode:2001IJMPD..10..213C. doi:10.1142/S0218271801000822. S2CID 16489484.
  66. ^ Linder, Eric V. (3 March 2003). "Exploring the Expansion History of the Universe". Physical Review Letters. 90 (9) 091301. arXiv:astro-ph/0208512. Bibcode:2003PhRvL..90i1301L. doi:10.1103/PhysRevLett.90.091301. PMID 12689209. S2CID 16219710.
  67. ^ Barboza, E. M.; Alcaniz, J. S. (2008). "A parametric model for dark energy". Physics Letters B. 666 (5): 415–419. arXiv:0805.1713. Bibcode:2008PhLB..666..415B. doi:10.1016/j.physletb.2008.08.012. S2CID 118306372.
  68. ^ Jassal, H.K; Bagla, J.S (2010). "Understanding the origin of CMB constraints on Dark Energy". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 405 (4): 2639–2650. arXiv:astro-ph/0601389. Bibcode:2010MNRAS.405.2639J. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16647.x. S2CID 9144993.
  69. ^ Wetterich, C. (2004). "Phenomenological parameterization of quintessence". Physics Letters B. 594 (1–2): 17–22. arXiv:astro-ph/0403289. Bibcode:2004PhLB..594...17W. doi:10.1016/j.physletb.2004.05.008. S2CID 119354763.
  70. ^ Oztas, A.; Dil, E.; Smith, M.L. (2018). "The varying cosmological constant: a new approximation to the Friedmann equations and universe model". Mon. Not. R. Astron. Soc. 476 (1): 451–458. Bibcode:2018MNRAS.476..451O. doi:10.1093/mnras/sty221.
  71. ^ Oztas, A. (2018). "The effects of a varying cosmological constant on the particle horizon". Mon. Not. R. Astron. Soc. 481 (2): 2228–2234. Bibcode:2018MNRAS.481.2228O. doi:10.1093/mnras/sty2375.
  72. ^ Clowe, Douglas; Simard, Luc (2002), First Results from the ESO Distant Cluster Survey, Eso Astrophysics Symposia, Berlin/Heidelberg: Springer-Verlag, pp. 69–74, doi:10.1007/10856495_8, ISBN 3-540-43769-X, Bibcode: 2002luml.conf...69C 
  73. ^ See Sami, M.; Myrzakulov, R. (2015). "Late time cosmic acceleration: ABCD of dark energy and modified theories of gravity". International Journal of Modern Physics D. 25 (12): 1630031. arXiv:1309.4188. Bibcode:2016IJMPD..2530031S. doi:10.1142/S0218271816300317. S2CID 119256879. for a recent review
  74. ^ Joyce, Austin; Lombriser, Lucas; Schmidt, Fabian (2016). "Dark Energy vs. Modified Gravity". Annual Review of Nuclear and Particle Science. 66 (1): 95. arXiv:1601.06133. Bibcode:2016ARNPS..66...95J. doi:10.1146/annurev-nucl-102115-044553. S2CID 118468001.
  75. ^ Lombriser, Lucas; Lima, Nelson (2017). "Challenges to Self-Acceleration in Modified Gravity from Gravitational Waves and Large-Scale Structure". Physics Letters B. 765: 382–385. arXiv:1602.07670. Bibcode:2017PhLB..765..382L. doi:10.1016/j.physletb.2016.12.048. S2CID 118486016.
  76. ^ "Quest to settle riddle over Einstein's theory may soon be over". phys.org. 10 February 2017. Archived from the original on 28 October 2017. Retrieved 29 October 2017.
  77. ^ "Theoretical battle: Dark energy vs. modified gravity". Ars Technica. 25 February 2017. Archived from the original on 28 October 2017. Retrieved 27 October 2017.
  78. ^ Siegel, Ethan (2018). "What Astronomers Wish Everyone Knew About Dark Matter And Dark Energy". Forbes (Starts With A Bang blog). Archived from the original on 11 April 2018. Retrieved 11 April 2018.
  79. ^ Wiltshire, David L. (2007). "Exact Solution to the Averaging Problem in Cosmology". Physical Review Letters. 99 (25) 251101. arXiv:0709.0732. Bibcode:2007PhRvL..99y1101W. doi:10.1103/PhysRevLett.99.251101. PMID 18233512. S2CID 1152275.
  80. ^ Ishak, Mustapha; Richardson, James; Garred, David; Whittington, Delilah; Nwankwo, Anthony; Sussman, Roberto (2008). "Dark Energy or Apparent Acceleration Due to a Relativistic Cosmological Model More Complex than FLRW?". Physical Review D. 78 (12) 123531. arXiv:0708.2943. Bibcode:2008PhRvD..78l3531I. doi:10.1103/PhysRevD.78.123531. S2CID 118801032.
  81. ^ Mattsson, Teppo (2010). "Dark energy as a mirage". Gen. Rel. Grav. 42 (3): 567–599. arXiv:0711.4264. Bibcode:2010GReGr..42..567M. doi:10.1007/s10714-009-0873-z. S2CID 14226736.
  82. ^ Clifton, Timothy; Ferreira, Pedro (April 2009). "Does Dark Energy Really Exist?". Scientific American. 300 (4): 48–55. Bibcode:2009SciAm.300d..48C. doi:10.1038/scientificamerican0409-48. PMID 19363920.
  83. ^ Wiltshire, D. (2008). "Cosmological equivalence principle and the weak-field limit". Physical Review D. 78 (8) 084032. arXiv:0809.1183. Bibcode:2008PhRvD..78h4032W. doi:10.1103/PhysRevD.78.084032. S2CID 53709630.
  84. ^ Gray, Stuart (8 December 2009). "Dark questions remain over dark energy". ABC Science Australia. Archived from the original on 15 January 2013. Retrieved 27 January 2013.
  85. ^ Merali, Zeeya (March 2012). "Is Einstein's Greatest Work All Wrong – Because He Didn't Go Far Enough?". Discover magazine. Archived from the original on 28 January 2013. Retrieved 27 January 2013.
  86. ^ Wolchover, Natalie (27 September 2011) 'Accelerating universe' could be just an illusion Archived 24 سبتمبر 2020 at the Wayback Machine, NBC News
  87. ^ Tsagas, Christos G. (2011). "Peculiar motions, accelerated expansion, and the cosmological axis". Physical Review D. 84 (6) 063503. arXiv:1107.4045. Bibcode:2011PhRvD..84f3503T. doi:10.1103/PhysRevD.84.063503. S2CID 119179171.
  88. ^ Nielsen, J. T.; Guffanti, A.; Sarkar, S. (21 October 2016). "Marginal evidence for cosmic acceleration from Type Ia supernovae". Scientific Reports. 6 35596. arXiv:1506.01354. Bibcode:2016NatSR...635596N. doi:10.1038/srep35596. PMC 5073293. PMID 27767125.
  89. ^ Gillespie, Stuart (21 October 2016). "The universe is expanding at an accelerating rate – or is it?". University of Oxford – News & Events – Science Blog (WP:NEWSBLOG). Archived from the original on 26 July 2017. Retrieved 10 August 2017.
  90. ^ Sabulsky, D. O.; Dutta, I.; Hinds, E. A.; Elder, B.; Burrage, C.; Copeland, E. J. (2019). "Experiment to Detect Dark Energy Forces Using Atom Interferometry". Physical Review Letters. 123 (6) 061102. arXiv:1812.08244. Bibcode:2019PhRvL.123f1102S. doi:10.1103/PhysRevLett.123.061102. PMID 31491160. S2CID 118935116.
  91. ^ Colin, Jacques; Mohayaee, Roya; Rameez, Mohamed; Sakar, Subir (22 July 2019). "Evidence for anisotropy of cosmic acceleration". Astronomy & Astrophysics. 631: L13. arXiv:1808.04597. Bibcode:2019A&A...631L..13C. doi:10.1051/0004-6361/201936373. S2CID 208175643.
  92. ^ Rubin, D.; Heitlauf, J. (6 May 2020). "Is the Expansion of the Universe Accelerating? All Signs Still Point to Yes: A Local Dipole Anisotropy Cannot Explain Dark Energy". The Astrophysical Journal. 894 (1): 68. arXiv:1912.02191. Bibcode:2020ApJ...894...68R. doi:10.3847/1538-4357/ab7a16. ISSN 1538-4357. S2CID 208637339.
  93. ^ Yonsei University (6 January 2020). "New evidence shows that the key assumption made in the discovery of dark energy is in error". Phys.org. Archived from the original on 13 January 2020. Retrieved 6 January 2020.
  94. ^ Kang, Yijung; et al. (2020). "Early-type Host Galaxies of Type Ia Supernovae. II. Evidence for Luminosity Evolution in Supernova Cosmology". The Astrophysical Journal. 889 (1): 8. arXiv:1912.04903. Bibcode:2020ApJ...889....8K. doi:10.3847/1538-4357/ab5afc. S2CID 209202868.
  95. ^ Gohd, Chelsea (9 January 2020). "Has Dark Energy Been Debunked? Probably Not". Space.com. Archived from the original on 2 March 2020. Retrieved 14 February 2020.
  96. ^ "Wait... Did We Finally Find the Source of Dark Energy?!". MSN. Retrieved 2023-04-04.
  97. ^ Siegel, Ethan (17 February 2023). "Ask Ethan: Can black holes really cause dark energy?". Starts with a Bang.
  98. ^ Rodriguez, Carl L. (2 March 2023). "No, black holes are not the source of dark energy". Retrieved 11 September 2023.
  99. ^ Ghodla, Sohan; Easther, Richard; Briel, M. M.; Eldridge, J. J. (20 July 2023). "Observational implications of cosmologically coupled black holes". The Open Journal of Astrophysics. 6: 25. arXiv:2306.08199. Bibcode:2023OJAp....6E..25G. doi:10.21105/astro.2306.08199. S2CID 259165172.
  100. ^ Smoller, Joel; Temple, Blake (2003-09-30). "Shock-wave cosmology inside a black hole". Proceedings of the National Academy of Sciences. 100 (20): 11216–11218. arXiv:astro-ph/0210105. Bibcode:2003PNAS..10011216S. doi:10.1073/pnas.1833875100. ISSN 0027-8424. PMC 208737. PMID 12972640.
  101. ^ أ ب Smoller, Joel; Temple, Blake; Vogler, Zeke (November 2017). "An instability of the standard model of cosmology creates the anomalous acceleration without dark energy". Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 473 (2207) 20160887. Bibcode:2017RSPSA.47360887S. doi:10.1098/rspa.2016.0887. ISSN 1364-5021. PMC 5719618. PMID 29225487.
  102. ^ أ ب Moskowitz, Clara (2015-05-19). "Dark Matter Drops a Clue". Scientific American. 312 (6): 15–17. doi:10.1038/scientificamerican0615-15. ISSN 0036-8733.
  103. ^ Barnes, Luke A.; Lewis, Geraint F. (2020). The cosmic revolutionary's handbook: or: how to beat the big bang. Cambridge, United Kingdom ; New York, NY, USA: Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-76209-0.
  104. ^ أ ب ت ث Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan (1 January 2008). "Dark Energy and the Accelerating Universe". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46 (1): 385–432. arXiv:0803.0982. Bibcode:2008ARA&A..46..385F. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. S2CID 15117520.
  105. ^ Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (March 2008). "The End of Cosmology?". Scientific American. 82. Archived from the original on 19 March 2011. Retrieved 6 January 2011.
  106. ^ Is the universe expanding faster than the speed of light? Archived 23 نوفمبر 2003 at the Wayback Machine (see the last two paragraphs)
  107. ^ أ ب Lineweaver, Charles; Davis, Tamara M. (2005). "Misconceptions about the Big Bang" (PDF). Scientific American. Archived from the original (PDF) on 19 July 2011. Retrieved 6 November 2008.
  108. ^ Loeb, Abraham (2002). "The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy". Physical Review D. 65 (4) 047301. arXiv:astro-ph/0107568. Bibcode:2002PhRvD..65d7301L. doi:10.1103/PhysRevD.65.047301. S2CID 1791226.
  109. ^ Krauss, Lawrence M.; Scherrer, Robert J. (2007). "The Return of a Static Universe and the End of Cosmology". General Relativity and Gravitation. 39 (10): 1545–1550. arXiv:0704.0221. Bibcode:2007GReGr..39.1545K. doi:10.1007/s10714-007-0472-9. S2CID 123442313.
  110. ^ Using Tiny Particles To Answer Giant Questions Archived 6 مايو 2018 at the Wayback Machine. Science Friday, 3 April 2009. According to the transcript Archived 6 مايو 2018 at the Wayback Machine, Brian Greene makes the comment "And actually, in the far future, everything we now see, except for our local galaxy and a region of galaxies will have disappeared. The entire universe will disappear before our very eyes, and it's one of my arguments for actually funding cosmology. We've got to do it while we have a chance."
  111. ^ How the Universe Works 3. Vol. End of the Universe. Discovery Channel. 2014.
  112. ^ "'Cyclic universe' can explain cosmological constant". New Scientist. Retrieved 2023-09-18.
  113. ^ Steinhardt, P. J.; Turok, N. (25 April 2002). "A Cyclic Model of the Universe". Science. 296 (5572): 1436–1439. arXiv:hep-th/0111030. Bibcode:2002Sci...296.1436S. doi:10.1126/science.1070462. PMID 11976408. S2CID 1346107.
  114. ^ Merritt, David (2017). "Cosmology and convention". Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics. 57: 41–52. arXiv:1703.02389. Bibcode:2017SHPMP..57...41M. doi:10.1016/j.shpsb.2016.12.002. S2CID 119401938.
  115. ^ Helbig, Phillip (2020). "Sonne und Mond, or, the good, the bad, and the ugly: comments on the debate between MOND and LambdaCDM". The Observatory. 140: 225–247. Bibcode:2020Obs...140..225H.

وصلات خارجية

الكلمات الدالة:
This article may include material from Wikimedia licensed under CC BY-SA 4.0. Please comply with the license terms.
تمّ الاسترجاع من "https://www.marefa.org/w/index.php?title=طاقة_مظلمة&oldid=4208375"