کیهان‌شناسان امروزی با قدرت دوباره‌ای از پس مشکل دیرینه‌ی ثابت کیهان‌شناسی، که هم به عنوان «بدترین پیش‌بینی تاریخ فیزیک» و نیز از سوی اینشتین به‌عنوان «بزرگ‌ترین اشتباه» توصیف شده، برآمده‌اند. راب لئا در این مورد تحقیق کرده است.

ثابت کیهان‌شناسی طی دهه‌ها خار چشم فیزیک‌دان‌ها بوده است. حتی اگر این ثابت – که معمولاً با Λ نشان داده می‌شود – در کیهان‌شناسی مدرن با نقش اولیه آن متفاوت باشد، همچنان برای مدل‌هایی که برای توصیف انبساط جهان طراحی شده‌اند چالش است.

به زبان ساده Λ چگالی انرژری فضای خالی را توصیف می‌کند. یکی از اصلی‌ترین مسائل از این حقیقت ناشی می‌شود که مقدار نظری Λ، که از نظریه‌ی میدان کوانتومی (QFT) به‌دست می‌آید، هیچ جا به مقدار به‌دست‌آمده از پژوهش‌های ابرنواخترهای نوع Ia و تابش ریزموج زمینه‌ی کیهانی (CMB) نزدیک نیست – در حقیقت تا ۱۰^۱۲۱ با هم اختلاف دارند. بنابراین جای تعجب نیست که کیهان‌شناسان مشتاق از میان بردن این اختلاف باشند.

بیش از آن که به چشم بیاید،‌ بررسی انرژی تاریک از تلسکوپ ویکتور ام بلانکو (Victor M Blanco) در شیلی برای بررسی ساختار بزرگ‌مقیاس عالم استفاده می‌کند.

لوکاس لومبرایزر، فیزیک‌دان نظری از دانشگاه ژنو (UNIGE) در سوییس، می‌گوید: «مشکل ثابت کیهانی، ‌به هر شکلی، معمایی به قدمت یک قرن است. یکی از بزرگ‌ترین مشکلات فیزیک مدرن است. علاوه بر این ثابت کیهان‌شناسی غالب‌ترین مؤلفه‌ی جهان ما است. ثابت کیهان‌شناسی بیش از ۷۰درصد محتوای انرژی کنونی را تشکیل می‌دهد. چطور ممکن است کسی نخواهد بداند که واقعاً چیست؟»

در واقع با نسل جدید کیهان‌شناسانی که اکنون در صحنه هستند، ایده‌های بسیار بنیادی و بازنگری‌هایی در نظریه‌های قدیمی دیده می‌شود. اما آیا این حوزه می‌تواند ایده‌های انقلابی را بپذیرد، یا Λ می‌تواند به‌راحتی به مقداری آشنا تبدیل شود؟

بعد از این همه سال هنوز دیوانه‌ای

ثابت کیهان‌شناسی اولین بار توسط آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۷ وارد مدل‌های عالم شد. در کمال تعجبِ خودِ فیزیک‌دان به نظر می‌رسید که نظریه‌ی نسبیت عام (GR) نشان می‌دهد که عالم تحتِ‌تأثیر گرانش در حال انقباض است. در آن زمان اتفاق نظر بر این بود که جهان ایستا است، اینشتین علی‌رغم این که قبلاً‌ چندین ایده‌ی قدیمی را متحول کرده بود، نمی‌خواست این ایده‌ی خاص را به چالش بکشد. این میل به حفظ پایداری جهان باعث شد تا اینشتین جمله ای به معادلات نسبیت عام بیافزاید. وی بعدها با شرمندگی آن را «بزرگ‌ترین اشتباه» خود توصیف کرد.

پیتر گارناویچ، کیهان‌شناسی از دانشگاه نوتردام در فرانسه، توضیح می‌دهد: «وقتی اینشتین نسبیت عام را در کیهان‌شناسی استفاده کرد متوجه شد که می‌تواند ثابتی به معادلات خود اضافه کند و معادلات همچنان معتبر باشند. می‌توان این ثابت کیهان‌شناسی را از دو دیدگاه معادل نگریست: به عنوان انحنای فضا-زمان که فقط یک ویژگی طبیعی عالم بود؛ یا به عنوان چگالی انرژی ثابت در کل عالم.»

بنابراین نقش اولیه‌ی Λ متعادل‌سازی آثار گرانش و کمک به اطمینان از حالت پایا بودن عالمی است که نه درحال انبساط و نه در حال انقباض است. هر چند این نقش به دنبال کشف ادوین هابل در سال ۱۹۲۹ مبنی بر انبساط جهان، کنار گذاشته شد. وقتی سرانجام اینشتین متقاعد شد، Λ به زباله‌دان کیهانی سپرده شد. درست مثل سکه‌ی شاه ولایت، دهه‌ها بعد به شکل دیگری برگشت.

در همان حال که ثابت کیان‌شناسی برای متعادل کردن جهان در مقابل انبساط مورد استفاده قرار می‌گرفت،‌ Λ در کیهان‌شناسی مدرن نشان‌دهنده‌ی انرژی خلأ است – چگالی انرژی فضای خالی – که دیگر فقط گرانش را متعادل نمی‌کند بلکه بر آن غلبه می‌کند. اگر چه به این معنا نیست که Λ کمتر مشکل‌ساز شده است. گارناویچ، که در تحقیقات با استفاده از ابرنواخترهای نوع Ia برای بررسی انبساط عالم مشارکت دارد، می‌گوید: «در سال ۱۹۹۸ گروه جستجوی ابرنواخترهای دارای Z بالا کشف کرد که آهنگ انبساط به جای کاهش در حال شتاب گرفتن است.» این شتاب نیازمند نوعی انرژی اضافی در سراسر عالم یا نوعی توضیح کم‌نظیر است. از این نیروی محرکه با عنوان «انرژی تاریک» یاد می‌شود و خودِ این اصطلاح به صفرِ معناداری برای موجودیت‌های نظری مختلف تبدیل شده که می‌توانند در این انبساط شتاب‌دار به حساب بیاید. مظنونین از انرژی خلأ، محبوب‌ترین مدل فعلی، تا میدان‌های کوانتومی متغیر است؛ و حتی میدان‌های تاکیونی سفر در زمان، تاکیون ذره‌ای فرضی است که سریع‌تر از نور حرکت می‌کند.

ثابت کیهان‌شناسی به عنوان ساده‌ترین توضیح ممکن برای انرژی تاریک به کار گرفته می‌شود که این انبساط شتاب‌دار را پیش می‌راند و به این ترتیب مقدار نظری آن باید با رصدها منطبق باشد. متأسفانه همان طور که گفته شد اولی ۱۲۰ مرتبه‌ی بزرگی بزرگ‌تر از دومی است. بدیهی است شهرت Λ به عنوان «بدترین پیش‌بینی تاریخ فیزیک» صرفاً گزافه نیست.

برتری در حل مسئله

نقش انرژی تاریک در جهان اولیه در ذهن لوز آنجلا گارسیا، فیزیک‌دان و اخترشناس دانشگاه ECCI در بوگوتای کلمبیا بوده است. گارسیا به همراه همکارانش لئوناردو کاستانِدا و خوان مانوئل تجیرو از رصدخانه‌ی ملی کلمبیا، دانشگاه ملی کلمبیا، مدل «انرژی تاریک اولیه» (EDE) را به عنوان راه‌حل بالقوه‌ی مشکل ثابت کیهان‌شناسی ارائه دادند. (New Astronomy 84 101503)

نکته‌ی مهم طرح پیشنهادی گروه این ایده است که مدل‌های کیهان‌شناسی اصلاً نباید به ثابت کیهان‌شناسی نیاز داشته باشند. البته همچنان انبساط شتاب‌دار را باید درنظر گرفت، بنابراین گارسیا برای توضیح آن به دیگر منابع نگاهی انداخت. او می‌گوید «وقتی اولین بار به این زمینه نزدیک شدم، به تناقضی با مقدارهای پیش‌بینی‌شده‌ی کیهان‌شناسی و فیزیک انرژی‌های بالا، هر دو، برخوردم و سعی کردم تا با مطالعه‌ی نامزدهای احتمالیِ توضیح انبساط شتاب‌دارِ عالم،‌مدلی جایگزین برای Λ را فرمول‌بندی کنم.

Λ، آن‌گونه که اکنون در نظر گرفته می‌شود، فقط برای توضیح انبساط جهانی به کار می‌رود که در آن ماده به‌یک‌باره شروع به تشکیل ساختار می‌کند – دوره‌ای که ۴۷۰۰۰ تا ۹٫۸میلیارد سال پس از مه‌بانگ طول کشیده است. گارسیا می‌خواست شکلی از ماده‌ی تاریک را در نظر بگیرد که از لحظات اولیه‌ی «تورم کیهانی» شروع به ایفای نقش در دوره‌ی «غلبه‌ی تابش» در ابتدای عالم کرده است. تصور می‌شود که تورم – انبساط ناگهانی و بسیار سریع جهان اولیه – ^۳۶-۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ رخ داده است، اما تصور می‌شود که این انبساط سریع ناشی از نوسانات کوانتومی است نه انرژی تاریک. درنهایت نیروی جاذبه‌ی گرانشی باعث کُندشدن این انبساط می‌شود، تا حدود ۹٫۸ میلیارد سال در تاریخ جهان، هنگامی که یک بار دیگر انرژی تاریک شروع به شتاب‌دار کردن انبساط آن می‌کند (شکل ۱). هرچند گارسیا و همکارانش این انرژی تاریک را به عنوان موجودی توصیف می‌کنند که توانسته هم در دوره‌ی غلبه‌ی تابش و هم در دوره‌ی غلبه ی ماده به عنوان «شاره‌ی کاملِ بدون برهم‌کنش» حضور داشته باشد و با دیگر اجزاء عالم تکامل یافته است.

تصویر ۱. یک معمای کیهانی. دوران‌های مختلف انبساط کیهانی. غلبه‌ی انرژی تاریک در دوران پایانی، انبساط شتاب‌دارِ پیش‌برنده – که ثابت کیهانی باعث ایجاد آن شده است. هر چند مدل‌های «انرژی تاریک اولیه» نشان می‌دهند که این عنصر، با وجود اعمال نوسانات اندک، می‌توانسته در لحظات اولیه‌ی جهان حضور داشته باشد.

گارسیا توضیح می‌دهد: «نقاط قوت مدل به این ترتیب است: اول، توصیف جذابی از انبساط شتاب‌دار جهان در دروه‌ی کنونی ارائه می‌دهد، که از حدود چهار میلیارد سال پیش شروع می‌شود. دوم، فرمول‌بندی ما امکان تکامل را با انتقال‌به‌ سرخ به‌جای ثابت کیهان‌شناسی فراهم می‌کند، که در آن چگالی انرژی با زمان تغییر نمی‌کند.» این گفته می‌تواند توضیح دهد که چرا مقدار نظری پیشنهادی QFT بزرگ‌تر از مقدار فرضی انتقال‌به‌ سرخ های ابرنواخترهای دوردست است. این مقدار در طول زمان شکل گرفته است.

گارسیا یک نقطه‌ی قوت دیگر مدل EDE خود را نشان می‌دهد که چندین پیش‌بینی ارائه می‌کند و به خوبی با اندازه‌گیری‌های تجربی و داده‌های با دقت بالا با در نظر داشتن مراحل مختلف تکامل جهان تطابق دارد. نتیجه یک تصویر نظری است که با نسبتی که ما در دوره‌ی کنونی غلبه‌ی ماده‌ی تاریکِ جهانمان رصد می‌کنیم، مطابقت دارد، جایی که محتوای ماده/انرژی آن تحتِ‌تأثیر نیروی شتاب‌دهنده است. گارسیا می‌گوید «البته ما می‌توانیم از ثابت کیهان‌شناسی و EDE، هر دو، استفاده کنیم اما باعث پیچیده‌شدن توضیحات غیرضروری می‌شود و هیچ توجیه فیزیکی برای آن وجود ندارد. ما برای توضیح انبساط شتاب‌دار عالم فقط به یک مؤلفه نیاز داریم.»

اگر تصمیم گارسیا و همکارانش برای حذف ثابت کیهان‌شناسی یا صفر کردن آن تا حدی اختیاری به نظر می‌رسد، اما وی اشاره می‌کند که در معرفی ثابت در وهله‌ی اول نوعی «دلخواهی» ذاتی وجود دارد. وی اظهار داشت «هیچ دلیل مهمی برای پذیرفتن اعلام انرژی تاریک به عنوان ثابت کیهان‌شناسی وجود ندارد. ما هیچ شکلی از انرژی تاریک و ثابت کیهان‌شناسی آشکارسازی نکرده‌ایم. بنابراین تا زمانی که داده‌ها وجود یا عدمِ‌وجود انرژی تاریک را تأیید کند، معتبر نیست.»

EDE که گارسیا ارائه داده کامل نیست. در واقع عناصری همراه دارد که ممکن است جامعه‌ی گسترده‌تر علمی آن را نپذیرد. اما او از اشاره به نقص‌های احتمالی ایده‌های خود ابایی ندارد. گارسیا معترف است «دو مسئله وجود دارد که برای جامعه‌ی علمی نگران‌کننده باشد. از یک سو مدل‌های پیچیده‌تر بیان‌کننده‌ی مجموعه‌ی گسترده‌تری از پارامترهای آزاد است. این چیزی نیست که در فرمول‌بندی دلخواه ما باشد، زیرا ممکن است این پارامترها توصیف فیزیکی مستقیم نداشته باشند. از این نظر ثابت کیهان‌شناسی یک مدل مفید است، زیرا حداقل تعداد پارامترهای آزاد را دارد، همه‌ی آنها با رصدهای فعلی محدود شده‌اند.»

ما در حال بازبینی و گشتن به دنبال مجموعه داده‌های رصدی بیشتری هستیم تا مدل‌های ما را تأیید کند. از این رو میان نظریه و کیهان‌شناسی رصدی پل زده‌ایم.

دومین چیزی که گارسیا معترف است ممکن است نیاز به احتیاط بیشتر داشته باشد این است که هنوز این مدل‌ها به بسیاری از کاوش‌گرهای رصدی ارائه نشده‌اند. «ما در حال بازبینی و گشتن به دنبال مجموعه داده‌های رصدی بیشتری هستیم تا مدل‌های ما را تأیید کند. از این رو میان نظریه و کیهان‌شناسی رصدی پل زده‌ایم.»

ثابت کیهان‌شناسی «خوش‌رفتار»

وادار کردن ثابت کیهان‌شناسی به اتخاذ مقدار صفر ممکن است باعث شود که کیهان‌شناس کنجکاو آنچه که ممکن است در اتخاذ نقیض آن رخ دهد در نظر بگیرد. به عبارت دیگر اگر مقدار دلخواه بسیار بزرگی به آن بدهیم، مشابه آنچه مد نظر QFT است، چه پیش می‌آید.

استفان اپلبی، کیهان‌شناس مرکز فیزیک نظری در آسیا و اقیانوس آرام در پوهانگِ جمهوری کره، برای حل مسئله از این روش بهره برده است. او با این فرض شروع کرد که پیش‌بینی‌های QFT درست است، و برای Λ مجاز است تا مقدارهای بسیار بزرگی که پیش‌بینی کرده اتخاذ کند (Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 2018 034). اپلبی توضیح می‌دهد «با استفاده از رصدهای جدید کیهان‌شناسی از ابرنواخترهای نوع Ia و CMB می‌توانیم چگالی انرژی کل جهان را اندازه‌گیری کنیم، که شامل انرژی خلأ است. مقدار به‌دست‌آمده از این اندازه‌گیری‌ها در مقایسه با مقیاس فیزیک ذرات بسیار کوچک است.»

بر اساس QFT، به این دلیل است که هر ذره در جهان باید در انرژی خلأ سهم داشته باشد، بنابراین فشار منفی‌ای وارد می‌شود که باعث انبساط جهان می‌شود. مشکل اینجا است که با درنظر گرفتن تعداد ذرات تخمینی در جهان، مانند جفت ذرات مجازی که در فضای خالی به وجود می‌آیند و ظاهر می‌شوند، انرژی خلأ باید انبساط را بسیار سریع‌تر از آنچه که اخترشناسان در انتقال‌به‌ سرخ های ابرنواختری دیده‌اند، ‌شتاب دهد. (شکل ۲).

شکل ۲. ابرنواختر نوع Ia. تصویر نمایان‌گر ابرنواختری با انتقال‌به‌ سرخ ۴۰/۰z= است (مربوط به فاصلۀ حدود ۶۰۰ میلیون سال نوری)، که با تلسکوب ۶/۳ متریِ New Technology در شیلی رصد شده است.رصد چنین ابرنواخترهای دوردستی که علی‌رغم فاصله بسیار کم‌فروغ‌تر از آنچه انتظار می‌رفت به نظر می‌رسید، شواهد رصدی‌ای مبنی بر این که انبساط جهان ما شتاب‌دار است، فراهم کرده است – یافته‌ای که باعث ایجاد انگیزه در به‌رسمیت شناختن دوباره‌ی ثابت کیهانی‌شناسی می‌شود.

QFT می‌گوید که مقدار این سهم با جرم ذرات داده می‌شود، جرم ذرات مشخص است، و به این معنا است که هیچ مشکلی با این جنبۀ QFT ندارد. به عنوان مثالی از این اختلاف بنیادی میان سهم انرژی تاریک و ثابت کیهان‌شناسی که طبق QFT ذرات باید ایجاد کنند، و مقداری که دقیقاً رصد کرده‌ایم، اپلبی (Appleby) به الکترون و بوزون هیگز اشاره می‌کند.

سهمی که این ذرات، بر اساس جرمشان، صرفاً در انرژی خلأ جهان می‌سازند باید تقریباً ۴۰ تا ۶۰ مرتبه‌ی بزرگی بیشتر از اندازه‌گیری‌های نجومی ما باشد.

با فرض این که مقداری که QFT ارائه کرده صحیح است، اپلبی و همکارش، اریک لیندِر از دانشگاه کالیفرنیا در برکلی، باید توضیح دهند که چرا مقدار رصدشده بسیار کم است. آنها این کار را با اصلاح ایده‌ی خودِ گرانش انجام می‌دهند. اپلبی توضیح می‌دهد: «ما این سؤال را پرسیدیم: آیا می‌توان نظریه‌ی گرانشی ساخت که حالت‌های خلأ انرژی پایین با سهم ذرات کمتر، با وجود ثابت کیهان‌شناسی بزرگ داشته باشد؟ تجزیه‌وتحلیل‌های ما نشان می‌دهد که می‌توان چنین نظریه‌ای ساخت، اما فقط با وارد کردن میدان‌های گرانشی اضافی به مدل‌های جهان».

اپلبی و لیندر یک دسته‌ی عمومی از مدل‌های گرانشی ساخته‌اند که نشان می‌دهد انرژی خلأ وجود دارد، اما بر انحنای فضا-زمان تأثیر نمی‌گذارد. این نتایج در فضا-زمانی که به نظر می‌رسد جهانِ با انرژی پایین ما است، فضا-زمان دارای انرژی خلأ موردنظر QFT نیست. وی ادامه می‌دهد: «ما این مدل خاص گرانشی با رفتاری را انتخاب کرده‌ایم که به دنبال آن بودیم. در رویکرد ما انرژی خلأ وجود دارد، اما بر انحنای فضا-زمان تأثیر ندارد. گرانش اعمال می‌کند، اما اثر آن توسط میدان گرانشی جدیدی که ارائه کرده‌ایم احساس می‌شود، مسئله‌ی ثابت کیهان‌شناسی قابل‌حل می‌شود، زیرا می‌تواند هر مقداری به خود بگیرد اما اثر آن به طور مستقیم احساس نمی‌شود».

نقطه‌ی قوت مدل – که ناشی از برچسب «ثابت کیهان‌شناسی خوش‌رفتار» که دو دانشمند به آن اطلاق کرده‌اند – این است که هیچ مقیاس انرژی‌ای نباید در آن تنظیم ظریف شود. از آنجا که انرژی خلأ در مدل‌های آنها بر انحنای فضا-زمان تأثیر نمی‌گذارد، سهم جداگانه‌ی ذرات بر انتقال‌به‌ سرخ ابرنواخترها تأثیر نمی‌گذارد، بنابراین ناهم‌خوانی‌های رصدی از بین می‌رود. به این ترتیب انرژی خلأ در مدل آنها می‌تواند هر مقداری که QFT و فیزیک ذرات پیش‌بینی می‌کند، بدون تعارض با مقدارهای رصدی نجومی، باشد. این انرژی حتی می‌تواند با گذار فاز هم تغییر کند.

اپلبی، مانند گارسیا، با وجود این کارایی، می‌پذیرد که مدل پیشنهادی او و لیندر کامل نیست و باید اصلاح شود. او گفت «مسئله‌ی اصلی کار ما این است که باید میدان‌های جدید گرانشی‌ای معرفی کنیم که هنوز رصد نشده‌اند و انرژی جنبشی و پتانسیل این میدان‌های اضافی باید شکل بسیار خاصی داشته باشد. این یک سؤال بدونِ‌پاسخ است که آیا چنین میدان‌هایی می‌توانند در برخی مدل‌های گرانش‌کوانتومی بنیادی‌تر تعبیه شوند.»

اپلبی همچنین اشاره دارد که مدل او نیازمند بررسی مجدد در نسبیت عام است، که یک نظریه‌ی بسیار موفق گرانشی است. درواقع نسبیت عام با شواهد تجربی بسیار زیادی، هم در اینجا روی زمین و هم فراتر از مرزهای راه شیری پشتیبانی می‌شود. اپلبی تصدیق می‌کند «هنگامی که شما به طریقی گرانش را اصلاح می‌کنید، باید نشان دهید که این نظریه‌ی جدید نیز می‌تواند همان آزمون‌های رصدی سخت‌گیرانه‌ای که نسبیت عام داشته، پشتِ‌سر بگذارد. این مانع دشواری برای هر مدل گرانشی است که باید بر آن غلبه کند و ما باید این بررسی‌ها را در آینده انجام دهیم.»

تنظیم در مسئله‌ی ثابت کیهان‌شناسی

تلاش برای تنظیم نظریه‌های گرانشی برای به حساب آوردن مسئله‌ی ثابت گرانشی نیز رویکردی است که مورد توجه لامبرایزر در ژنو قرار گرفت. لامبرایزر توضیح می‌دهد «تحقیقات من در این زمینه با بررسی تغییرات نظریه‌ی نسبیت عام اینشتین با موقعیت ممتاز در جایگزینی ثابت کیهان‌شناسی به جای انبساط شتاب‌دار کیهان ما در زمان‌های اخیر، آغاز شد. من در سال ۲۰۱۵ متوجه شدم که برای اصلاح نظریه‌ی گرانش به علت مستقیم شتاب کیهانی، و در عین حال نقض نکردن رصدهای کیهانی، سرعت امواج گرانشی باید با سرعت امواج نور متفاوت باشد. درست به نظر نمی‌رسید اما شروع به تمرکز روی توضیحات متفاوتی کردم.»

لامبرایزر شروع به بررسی این ایده کرد که اگر چه ممکن است تغییرات نسبیت عام یا میدان‌های انرژی اسکالر مسئول یا علت مستقیم شتاب اخیر نباشد، اما می‌توانند با «تنظیم» ثابت کیهان‌شناسی این کار را انجام دهند. لامبرایزر می‌گوید «از این که برای حل مسئله حتی نیاز به تغییر در معادلات اینشتین نبود، شگفت‌زده شدم. با توجه به کمیتی که قبلاً در معادلات دیده شده بود - جرم پلانک، که نشان‌دهنده‌ی شدت جفت‌شدگی گرانشی است – یک اصلاحیه‌ی اضافی انجام دهم.

بده‌بستان. نیروهای مخالف گرانش (سبز) و انرژی تاریک (بنفش) در ترکیب با یکدیگر انبساط جهان را تعریف می‌کنند.

این تغییرات باعث ایجاد معادله‌ی اضافه‌ای می‌شود، معادله‌ای که Λ را به حجم فضا-زمان در جهان قابلِ‌رؤیت تحمیل می‌کند (Phys. Lett. B 797 134804). همچنین توضیح می‌دهد که چرا انرژی خلأ نمی‌تواند به راحتی گرانش ایجاد کند. لامبرایزر می‌افزاید که او و همکارانش با ارزیابی این معادله‌ی مقید با برخی مفروضات حداقلی درباره‌ی مکان ما در تاریخچه‌ی کیهان، می‌توانند تخمین بزنند که مقدار Λ در انرژی کیهانی کنونی ما چقدر است. آنها این مقدار را تا ۷۰درصد در تطابق با سهم انرژی تاریک که رصدها نشان می‌دهد، یافته‌اند.

لامبرایزر توضیح می‌دهد «این مدل هر دو جنبه‌ی قدیمی و جدید مسئله‌ی ثابت کیهان‌شناسی را حل می‌کند. مشکل قدیمی انرژی خلأ گرانشی و مشکل جدید شتاب کیهانی با ثابت کیهان‌شناسی کوچک، به این انطباق عجیب منجر می‌شود که در دوره‌ای که ما در آن زندگی می‌کنیم چگالی انرژی با ثابت کیهان‌شناسی قابلِ‌مقایسه است. نقطه قوت مشخص مدل، سادگی آن است.»

لامرایزر همچنین می‌پذیرد که عناصری در راهِ‌حل آنها وجود دارد که خود او مطرح می‌کند که ناقص است یا نیاز به اصلاح دارد. به‌خصوص او به این نکته اشاره می‌کند که با توجه به شباهت مدل او به نظریه‌ی استاندارد، ممکن است خطای آن غیرممکن باشد. او می‌گوید: «من فکر می‌کنم که راهِ پیشِ رو در اینجا این است که ببینیم آیا می‌توان این رویکرد جدید را گسترش داد تا به طور طبیعی دیگر پدیده‌های کمتردرک‌شده را توضیح دهد، مانند ایجاد مرحله‌ی تورمی طبیعی در جهان اولیه. یا می‌توانیم بررسی کنیم که چطور مکانیسم خودتنظیمی از برهم‌کنش‌های نظریه‌ی بنیادی ظاهر می‌شود. این می‌تواند باعث ایجاد پدیده‌های ناشناخته‌ای شود که در آزمایشگاه قابل آزمودن باشد.»

جاذبه‌ی «وانیلی» ثابت کیهان‌شناسی

البته سه ایده‌ای که در اینجا موردبحث قرار گرفت، ممکن است نشان داده شود که از لحاظ نظری بن‌بست باشد – جهشی بزرگ برای محققانی که به راز و رمز ثابت کیهان‌شناسی عادت کرده‌اند.

در واقع Λ می‌تواند برای دهه‌های آینده مشکلی برای توصیف جهان و انبساط آن باقی بماند. گارناویچ نتیجه می‌گیرد: «این ثابت کیهان‌شناسی مثل بستنی وانیلی است، بسیار خوب است، اما به نوعی کسل‌کننده است. حذف آن باعث می‌شود خانه فرو بریزد مگر آن که نظریه‌ی بهتری برای جایگزینی آن وجود داشته باشد.»

احتمالاً این امر باعث ایجاد «طعم‌های» بسیار هیجان‌انگیزتری در ایده‌ها، نظریه‌ها و مدل‌ها خواهد شد تا توضیح قانع‌کننده‌ای برای مشکل ثابت کیهان‌شناسی پیدا شود. وقتی به طور کلی صحبت از کیهان‌شناسی و علم می‌شود، مسلماً رویکرد «هر که طاووس خواهد جور هندستان کشد» مزیت دارد. همان طور که خود اینشتین به طور کامل این ویژگی را کسب کرده بود «کسی که هرگز اشتباهی نکرده باشد، هرگز چیز جدیدی را هم امتحان نخواهد کرد.»

منبع:

https://physicsworld.com/a/a-new-generation-takes-on-the-cosmological-constant/

نویسنده:

راب لئا (Robert Lea)، نویسنده‌/روزنامه‌نگار ارشد از لیورپول در انگلیس، با تخصص فیزیک، اخترشناسی، اخترفیزیک، کیهان‌شناسی،‌مکانیک کوانتوم، فناوری فضایی و ارتباطات اجتماعی.