امروزه یکی از مهم‌ترین اهداف کیهان‌شناسی شناخت انرژی تاریکی است که علت انبساط شتاب‌دار عالم است. آیا مشاهدات رصدی با انرژی تاریک به عنوان ثابت کیهان‌شناسیِ نسبیت عام، که نشان‌دهنده این است که چگالی انرژی ثابتی به‌طور همگن عالم را پر کرده است، سازگار است؟ آیا می‌توان انحراف‌هایی از نسبیت عام در مقیاس کیهانی پیدا کرد که نشان‌دهنده ماهیت‌ پیچیده‌تر گرانش باشد؟ پرسش‌هایی از این دست انگیزه‌ای برای بررسی‌های کنونی و نسل بعدی تحقیقاتی است که هدف آنها نقشه‌برداری بخش‌های هرچه بزرگ‌تر کیهان، بااستفاده‌از انواع مختلف کاوش‌گرها برای تعیین ویژگی‌های انرژی تاریک است. مساحی انرژی تاریک The Dark Energy Survey (DES) از ترکیب تحلیل‌های چهار مشاهده‌پذیر استاندارد مربوط به انرژی تاریک ویژگی‌هایی را استخراج کرده است: ابرنواخترها، نوسانات اکوستیکی باریونی، همگرایی گرانشی و خوشه‌بندی کهکشانی [۱]. قیدهای حاصل آنچه را که از بررسی‌های قبلی، که بر کاوشگرهای مجزا متمرکز بود، می‌دانستیم تایید می‌کند. اما نتایج نشان می‌دهد که این رویکرد چندکاوشگر باعث می‌شود تا بررسی‌های دهه ۲۰۲۰ مرتبه بزرگی‌ (دقت) این قیدها را بهبود ببخشد و احتمالا ما را به حل معمای انرژی تاریک نزدیک کند.

اندازه‌گیری‌های سنتی انرژی تاریک به دو روش انجام می‌شوند. اول، اندازه‌گری انبساط هندسی عالم است، که شامل رصد ابرنواخترها و نوسانات اکوستیکی باریونی ( BAO ) است. از ابرنواخترهای نوع Ia می‌توان به‌عنوان شمع استاندارد استفاده کرد، درخشندگی مشخص آنها به اخترشناسان اجازه می‌دهد تا فاصله آنها را حدس بزنند. اندازه‌گیری‌های دهه ۱۹۹۰ از سرعت دورشدن (یا انتقال به سرخ) ابرنواخترها به‌عنوان تابعی از فاصله باعث کشف انبساط شتاب‌دار عالم شد، پیش‌بینی‌های مغایر برپایه مدل‌هایی است که در آن ماده در جهان غالب است [۲]. BAO همچنین با فاصله‌های فضایی ارتباط دارند، و به‌عنوان «خط‌کش‌های استاندارد» می‌توانند طول‌های کیهانی را کالیبره کنند. BAO افت‌وخیزهای چگالی ماده است که ناشی از امواج صوتی در پلاسمای فوتون-باریون ابتدایی در جهان اولیه است. طول خط‌کش‌های استاندارد BAO را می‌توان با اندازه‌گیری‌های تابش ریزموج زمینه کیهانی ( CMB ) تخمین زد. دانشمندان می‌توانند با رصد اندازه زاویه‌ای خط‌کش‌های BAO [۳] به دفعات، به‌طور مستقیم انبساط زمینه هندسی عالم را اندازه‌گیری کنند.

روش دوم اندازه‌گیری، تاثیر انرژی تاریک بر آهنگ رشد ساختارهای کیهانی، قابل مشاهده و تاریک هر دو، متمرکز است. انبساط شتاب‌دار باعث می‌شود که این ساختارها کُندتر رشد کنند، زیرا گرانش زمان کمتری برای جذب در ماده‌ی اطراف نواحی بیش‌ازحد چگال دارد. با رصد توزیع ماده می‌توان توقف رشد را مشخص کرد. DES توزیع ماده را ازطریق اندازه‌گیری‌های دقیق همگرایی‌های ضعیف، اعوجاجات همدوس اَشکال کهکشان‌های زمینه که ناشی از عدسی‌های گرانشی ماده پیش‌زمینه است، ردیابی کرد. از چنین اعوجاجاتی،‌توزیع ماده پس‌زمینه (که عمدتا ماده تاریک است) به‌دست می‌آید. مقدارهای کوچک اثر همگرایی ضعیف ( weak-lensing ) اندازه‌گیری و حساسیت به اشتباهات رصدی سیستماتیک را مشکل می‌کند، اما برخی تحقیقات، ازجمله DES ، توانسته بااستفاده‌از همگرایی ضعیف تقشه‌هایی از توزیع ماده فراهم کند.

یک رویکرد دیگر برای اندازه‌گیری میزان توقف رشد ساختار، ردیابی توزیع ساختار با مساحی کهکشان‌های قابل رویت است. اندازه‌گیری فاصله تا کهکشان نیازمند تعیین انتقال به قرمز آن ازطریق طیف‌سنجی است. درحالی‌که DES قابلیت طیف‌سنجی با وضوح بالا ندارد، بخشی از این مشکل را با تصویربرداری آسمان ازطریق پنج فیلتر طیفی، با به‌دست‌آوردن طیف‌های با وضوح پایین که اندازه‌گیریهای تقریبی فاصله تا کهکشان‌ها را تعیین می‌کند، نشان می‌دهد. این کار خطاهای فاصله ساختار سه‌بعدی را محو می‌کند، اما همچنان نقشه‌های حاصلْ کاوشگر قوی تشکیل ساختار گرانشی هستند. درحالی‌که این نقشه‌های کهکشانی نسبت به مساحی های همگرایی ضعیف کمتر نوفه (نویز) دارند، محدود هستند، زیرا دقیقا نمی‌دانیم که توزیع ماده تاریک نسبت به کهکشان‌های مرئی چطور است. بااین‌حال گروه کاری DES ( DES Collaboration ) تکنیک‌هایی را برپایه داده‌های مربوط به همگرایی ضعیف با توزیع کهکشان‌های مرئی توسعه داده است، که اجازه استفاده از نقشه‌های کهکشانی سیگنال به نویز (نوفه) بالاتر در کیهان‌شناسی را می‌دهد.

شکل ۲. قیدهای چگالی انرژی تاریک (خطای پردازش ریاضی) و چگالی ماده تاریک (خطای پردازش ریاضی). خطوط خاکستری قیدهای داده‌های DES در همگرایی گرانشی ضعیف، ساختارهای بزرگ‌مقیاس، ابرنواخترها و BAO است. خطوط سبز، بهترین قیدهای دردسترس است که از CMB، ابرنواخترها و داده‌های BAO به‌دست آمده است. خطوط نشان‌دهنده ۶۸درصد و ۹۵درصد اطمینان آماری است.

نتایج تحلیل چندگانه DES نشان از دهه پیشِ ‌روی بسیار خوبی در تحقیقات انرژی تاریک دارد. در کوتاه‌مدت می‌توانیم انتظار داشته باشیم که گروه همکاری DES محدودیت‌های خود را به‌میزان قابل‌توجهی بهبود بخشد. داده‌های تحلیل‌شده در این کار نشان‌دهنده فقط بخشی از داده‌های DES است. مجموعه داده‌های نهایی سه‌برابر بیشتر از اندازه‌گیری‌های همگرایی ضعیف و خوشه‌های کهکشانی خواهد بود و۱۰برابر ابرنواختر بیشتر را دربر می‌گیرد. ازلحاظ آماری این مقدار باید با ضریب ۲-۴ محدودیت‌ها را بهبود ببخشد. هر چه قیدها سخت‌تر شوند، به‌طور بالقوه تنش های بین مشاهده‌پذیرهای مختلف در مدل‌های کیهان‌شناسی کنونی دچار شکاف می‌شود. درحال حاضر اختلافاتی بین اندازه‌گیری‌های موضعی ثابت هابل درمقایسه‌با مقدار استنتاج‌شده از CMB و BAO [۴]، مانند نکات جزئی مخالفت با مقدار ساختار نشان‌داده‌شده با CMB و همگرایی ضعیف است [۵]. تحلیل‌های کامل DES می‌تواند به حل این اختلافات کمک کند یا شاید آنها را شدیدتر هم کند، که بسیار هیجان‌انگیزتر خواهد بود.

در بلندمدت می‌توانیم از برخی از تحقیقات درحال‌ پیشرفت،‌ و حتی پژوهش‌های بزرگ‌تری که برای دهه بعدی برنامه‌ریزی شده‌است، انتظار نتایجی داشته باشیم؛ که شامل پژوهش‌های نورسنجی مانند DES (مثل پژوهش Kilo-Degree ، پژوهش Hyper Supreme-Cam و Large Synoptic Survey Telescope )، پژوهش‌های طیف‌سنجی (پژوهش طیف‌سنجی نوسان باریونی بسط‌داده‌شده ( Extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey ) و پژوهش‌های طراحی‌شده با تلسکوپ طیف‌سنجی ۴متری Multi-Object و ابزار طیف‌سنجی انرژی تاریک)، دو ماموریت ماهواره‌ای که رصدهای فوتومتریک و طیف‌سنجی را با هم ترکیب خواهد کرد (تلسکوپ Euclid و تلسکوپ Wide Field Infrared Survey )، اندازه‌گیری‌های CMB (رصدخانه Simons و آزمایش Stage-۴ CMB )، و پژوهش‌هایی که از جدیدترین کاوش‌گرها مانند خط هیدروژن ۲۱- cm و امواج گرانشی استفاده می‌کنند. وسعت این برنامه‌ها این اطمینان را ایجاد می‌کند که اندازه‌گیری‌های DES فقط آغاز اکتشافی هیجان‌انگیز درمورد یکی از فریبنده‌ترین پرسش‌های کیهان‌شناسی است.

مراجع

۱. T. M. C. Abbott et al., “Cosmological constraints from multiple probes in the Dark Energy Survey,” Phys. Rev. Lett. ۱۲۲, ۱۷۱۳۰۱ (۲۰۱۹).

۲. A. G. Riess et al., “Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant,” Astron. J. ۱۱۶, ۱۰۰۹ (۱۹۹۸); S. Perlmutter et al., “Discovery of a supernova explosion at half the age of the Universe,” Nature ۳۹۱, ۵۱ (۱۹۹۸); “Erratum: Discovery of a supernova explosion at half the age of the Universe,” ۳۹۲, ۳۱۱ (۱۹۹۸).

۳. M. A. Troxel et al., “Dark Energy Survey Year ۱ results: Cosmological constraints from cosmic shear,” Phys. Rev. D ۹۸ (۲۰۱۸).

۴. Wendy L. Freedman, “Cosmology at at crossroads: Tension with the Hubble Constant,” arXiv:۱۷۰۶.۰۲۷۳۹.

۵. H. Hildebrandt et al., “KiDS-۴۵۰: cosmological parameter constraints from tomographic weak gravitational lensing,” Mon. Not. R. Astron. Soc. ۴۶۵, ۱۴۵۴ (۲۰۱۶); E. van Uitert et al., “KiDS+GAMA: cosmology constraints from a joint analysis of cosmic shear, galaxy–galaxy lensing, and angular clustering,” ۴۷۶, ۴۶۶۲ (۲۰۱۸); S. Joudaki et al., “KiDS-۴۵۰ + ۲dFLenS: Cosmological parameter constraints from weak gravitational lensing tomography and overlapping redshift-space galaxy clustering,” ۴۷۴, ۴۸۹۴ (۲۰۱۷); C. Hikage et al., “Cosmology from cosmic shear power spectra with Subaru Hyper Suprime-Cam first-year data,” Publ. Astron. Soc. Jpn. ۷۱, ۴۳ (۲۰۱۹); C. Chang et al., “A unified analysis of four cosmic shear surveys,” Mon. Not. R. Astron. Soc. ۴۸۲, ۳۶۹۶ (۲۰۱۸)

درباره نویسنده: