Dark energy
جسمانی کاسمولوجی اور فلکیات میں، تاریک توانائی توانائی کی ایک نامعلوم شکل ہے جو کائنات کو سب سے بڑے پیمانے پر متاثر کرتی ہے۔ اس کا بنیادی اثر کائنات کی تیز رفتار توسیع کو چلانا ہے۔ یہ فرض کرتے ہوئے کہ کاسمولوجی کا لیمبڈا-سی ڈی ایم ماڈل درست ہے، تاریک توانائی کائنات کا غالب جزو ہے، جو موجودہ دور کی قابل مشاہدہ کائنات میں کل توانائی کا 68 فیصد حصہ ڈالتی ہے جبکہ تاریک مادے اور عام (بیریونک) مادے کا بالترتیب 26 فیصد اور 5 فیصد حصہ ہے، اور دیگر اجزاء جیسے نیوٹرینو اور فوٹون تقریبا نہ ہونے کے برابر ہیں۔ تاریک توانائی کی کثافت بہت کم ہے: (≈)، کہکشاؤں کے اندر عام مادے یا تاریک مادے کی کثافت سے بہت کم ہے۔ تاہم، یہ کائنات کے بڑے پیمانے پر توانائی کے مواد پر حاوی ہے کیونکہ یہ خلا بھر میں یکساں ہے۔ تاریک توانائی کے وجود کا پہلا مشاہداتی ثبوت سپرنووا کی پیمائش سے آیا۔ ٹائپ 1 اے سپرنووا میں مستقل چمک ہوتی ہے، جس کا مطلب ہے کہ انہیں درست فاصلے کے اقدامات کے طور پر استعمال کیا جا سکتا ہے۔ اس فاصلے کا ریڈ شفٹ سے موازنہ کرنے سے (جو اس رفتار کی پیمائش کرتا ہے جس پر سپرنووا کم ہو رہا ہے) ظاہر ہوتا ہے کہ کائنات کی توسیع تیز ہو رہی ہے۔ اس مشاہدے سے پہلے، سائنس دانوں کا خیال تھا کہ کائنات میں مادے اور توانائی کی کشش ثقل وقت کے ساتھ کائنات کی توسیع کو سست کرنے کا سبب بنے گی۔ تیز رفتار توسیع کی دریافت کے بعد سے، شواہد کی کئی آزاد لائنیں دریافت ہوئی ہیں جو تاریک توانائی کے وجود کی حمایت کرتی ہیں۔ تاریک توانائی کی صحیح نوعیت ایک معمہ بنی ہوئی ہے، اور اس کی وضاحتیں بہت زیادہ ہیں۔ اہم امیدوار ایک کائناتی مستقل (جو خلا کو یکساں طور پر بھرنے والی مستقل توانائی کی کثافت کی نمائندگی کرتا ہے) اور اسکیلر فیلڈز (متحرک مقداریں جن میں توانائی کی کثافت ہوتی ہے جو وقت اور جگہ میں مختلف ہوتی ہے) جیسے کوئنٹیسنس یا ماڈیولی ہوتے ہیں۔ ایک کائناتی مستقل وقت اور خلا میں مستقل رہے گا، جبکہ اسکیلر فیلڈز مختلف ہو سکتے ہیں۔ پھر بھی دیگر امکانات انٹرایکٹنگ ڈارک انرجی، ایک مشاہداتی اثر، اور کاسمولوجیکل جوڑی ہیں (دیکھیں تھیوریز آف ڈارک انرجی سیکشن)۔ دریافت کی تاریخ اور سابقہ قیاس آرائیاں آئن سٹائن کا کائناتی مستقل "کائناتی مستقل" ایک مستقل اصطلاح ہے جسے عمومی اضافیت کے آئن سٹائن فیلڈ مساوات میں شامل کیا جا سکتا ہے۔ اگر فیلڈ مساوات میں "ماخذ اصطلاح" کے طور پر سمجھا جائے تو اسے خالی جگہ کی کمیت (جو تصوراتی طور پر مثبت یا منفی ہو سکتی ہے)، یا "ویکیوم انرجی" کے مساوی کے طور پر دیکھا جا سکتا ہے۔ کائناتی مستقل کو سب سے پہلے آئن سٹائن نے کشش ثقل کے میدان کی مساوات کا حل حاصل کرنے کے لیے ایک طریقہ کار کے طور پر پیش کیا تھا جو ایک جامد کائنات کی طرف لے جائے گا، کشش ثقل کو متوازن کرنے کے لیے مؤثر طریقے سے تاریک توانائی کا استعمال کرتے ہوئے۔ آئن سٹائن نے کائناتی مستقل کو علامت λ (کیپٹل لیمبڈا) دی۔ آئن سٹائن نے کہا کہ کائناتی مستقل کی ضرورت ہوتی ہے کہ 'خالی جگہ منفی کمیتوں کو کشش ثقل کا کردار ادا کرے جو کہ انٹرسٹیلر اسپیس میں تقسیم ہیں'۔ میکانزم ٹھیک ٹیوننگ کی ایک مثال تھی، اور بعد میں یہ محسوس کیا گیا کہ آئن سٹائن کی جامد کائنات مستحکم نہیں ہوگی: مقامی عدم ہم آہنگی بالآخر کائنات کی بھاگتی ہوئی توسیع یا سنکچن کا باعث بنے گی۔ توازن غیر مستحکم ہے: اگر کائنات قدرے پھیلتی ہے، تو توسیع خلا توانائی جاری کرتی ہے، جو ابھی تک مزید توسیع کا سبب بنتی ہے۔ اسی طرح، ایک کائنات جو قدرے سکڑتی ہے سکڑتی رہے گی۔ آئن سٹائن کے مطابق "خالی جگہ" اپنی توانائی حاصل کر سکتی ہے۔ چونکہ یہ توانایٔی بذات خود خلاء کی ایک خاصیت ہے، اس لیے جیسے جیسے خلاء پھیلتا جائے گا یہ کمزور نہیں ہوگی۔ جیسے جیسے زیادہ جگہ وجود میں آئے گی، اس جگہ کی زیادہ توانائی ظاہر ہوگی، جس سے توسیع میں تیزی آئے گی۔ پوری کائنات میں مادے کی ناہموار تقسیم کی وجہ سے اس قسم کی پریشانیاں ناگزیر ہیں۔ مزید برآں، 1929 میں ایڈون ہبل کے مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ کائنات پھیلتی ہوئی دکھائی دیتی ہے اور جامد نہیں ہے۔ آئن سٹائن نے مبینہ طور پر جامد کائنات کے برعکس متحرک کائنات کے خیال کی پیش گوئی کرنے میں اپنی ناکامی کو اپنی سب سے بڑی غلطی قرار دیا۔ افراط زر تاریک توانائی ایلن گوتھ اور الیکسی سٹاروبنسکی نے 1980 میں تجویز پیش کی کہ ایک منفی دباؤ کا میدان، جو تاریک توانائی کے تصور سے ملتا جلتا ہے، بہت ابتدائی کائنات میں کائناتی افراط زر کو چلا سکتا ہے۔ افراط زر کا مؤقف ہے کہ کچھ پسپا قوت، جو معیار کے لحاظ سے تاریک توانائی سے ملتی جلتی ہے، کے نتیجے میں بگ بینگ کے تھوڑی دیر بعد کائنات میں بہت زیادہ اور تیزی سے توسیع ہوئی۔ اس طرح کی توسیع بگ بینگ کے بیشتر موجودہ ماڈلز کی ایک لازمی خصوصیت ہے۔ تاہم، افراط زر آج ہم جس تاریک توانائی کا مشاہدہ کرتے ہیں اس سے کہیں زیادہ (منفی) توانائی کی کثافت پر ہوا ہوگا، اور افراط زر کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ وہ مکمل طور پر ختم ہو گیا تھا جب کائنات ایک سیکنڈ پرانی کا صرف ایک حصہ تھی۔ یہ واضح نہیں ہے کہ تاریک توانائی اور افراط زر کے درمیان کیا تعلق ہے۔ افراط زر کے نمونوں کے قبول ہونے کے بعد بھی، کائناتی مستقل کو موجودہ کائنات سے غیر متعلقہ سمجھا جاتا تھا۔ افراط زر کے تقریبا تمام ماڈلز پیش گوئی کرتے ہیں کہ کائنات کی کل (مادہ + توانائی) کثافت تنقیدی کثافت کے بہت قریب ہونی چاہیے۔ 1980 کی دہائی کے دوران، زیادہ تر کاسمولوجیکل تحقیق صرف مادے میں تنقیدی کثافت والے ماڈلز پر مرکوز تھی، عام طور پر 95 ٪ کولڈ ڈارک میٹر (سی ڈی ایم) اور 5 ٪ عام مادے (بیرون)۔ یہ ماڈل حقیقت پسندانہ کہکشاؤں اور کلسٹرز کی تشکیل میں کامیاب پائے گئے، لیکن کچھ مسائل 1980 کی دہائی کے آخر میں نمودار ہوئے: خاص طور پر، اس ماڈل کو ہبل مستقل کے لیے مشاہدات کے مقابلے میں کم قیمت کی ضرورت تھی، اور ماڈل نے بڑے پیمانے پر کہکشاں کے کلسٹرنگ کے مشاہدات کی کم پیش گوئی کی۔ یہ مشکلات 1992 میں کوب خلائی جہاز کے ذریعے کائناتی مائکروویو پس منظر میں انیسوٹروپی کی دریافت کے بعد مزید مضبوط ہو گئیں، اور 1990 کی دہائی کے وسط میں کئی ترمیم شدہ سی ڈی ایم ماڈل فعال مطالعہ کے تحت آئے: ان میں لیمبڈا-سی ڈی ایم ماڈل اور ایک مخلوط سرد/گرم سیاہ مادے کا ماڈل شامل تھا۔ تاریک توانائی کا پہلا براہ راست ثبوت 1998 میں ریئس اور دیگر میں تیز رفتار توسیع کے سپرنووا مشاہدات سے آیا۔ اور پرلمٹر اور دیگر میں، اور لیمبڈا-سی ڈی ایم ماڈل پھر معروف ماڈل بن گیا۔ اس کے فورا بعد، تاریک توانائی کو آزاد مشاہدات کی حمایت حاصل تھی: 2000 میں، بومرانگ اور میکسیما کائناتی مائکروویو پس منظر کے تجربات نے کائناتی مائکروویو پس منظر میں پہلی صوتی چوٹی کا مشاہدہ کیا، جس سے یہ ظاہر ہوتا ہے کہ کل (مادہ + توانائی) کثافت تنقیدی کثافت کے 100% کے قریب ہے۔ پھر 2001 میں، 2 ڈی ایف گلیکسی ریڈ شفٹ سروے نے مضبوط ثبوت دیا کہ مادے کی کثافت اہم کا تقریبا 30 فیصد ہے۔ ان دونوں کے درمیان بڑا فرق تاریک توانائی کے ہموار جزو کی حمایت کرتا ہے جو فرق پیدا کرتا ہے۔ 2003-2010 میں WMAP سے بہت زیادہ درست پیمائشوں نے معیاری ماڈل کی حمایت جاری رکھی ہے اور کلیدی پیرامیٹرز کی زیادہ درست پیمائش فراہم کی ہے۔ "ڈارک انرجی" کی اصطلاح، جو 1930 کی دہائی سے فرٹز زوکی کے "ڈارک میٹر" کی بازگشت کرتی ہے، مائیکل ٹرنر نے 1998 میں تیار کی تھی۔ وقت کے ساتھ توسیع میں تبدیلی کائنات کی توسیع کی اعلی درستگی کی پیمائش یہ سمجھنے کے لیے ضروری ہے کہ وقت اور جگہ کے ساتھ توسیع کی شرح کیسے بدلتی ہے۔ عمومی اضافیت میں، توسیعی شرح کے ارتقاء کا تخمینہ کائنات کے منحنی خطوط اور حالت کی کائناتی مساوات (درجہ حرارت، دباؤ، اور مشترکہ مادے، توانائی، اور خلا کے کسی بھی خطے کے لیے خلا توانائی کی کثافت کے درمیان تعلق) سے لگایا جاتا ہے۔ تاریک توانائی کے لیے حالت کے مساوات کی پیمائش کرنا آج مشاہداتی کاسمولوجی کی سب سے بڑی کوششوں میں سے ایک ہے۔ کاسمولوجیکل مستقل کو کاسمولوجی کے معیاری ایف ایل آر ڈبلیو میٹرک میں شامل کرنے سے لیمبڈا-سی ڈی ایم ماڈل کی طرف جاتا ہے، جسے مشاہدات کے ساتھ عین مطابق معاہدے کی وجہ سے "کاسمولوجی کا معیاری ماڈل" کہا جاتا ہے۔ 2013 تک، لیمبڈا-سی ڈی ایم ماڈل تیزی سے سخت کائناتی مشاہدات کے سلسلے کے مطابق ہے، جس میں پلانک خلائی جہاز اور سپرنووا میراث سروے شامل ہیں۔ ایس این ایل ایس کے ابتدائی نتائج سے پتہ چلتا ہے کہ تاریک توانائی کا اوسط طرز عمل (یعنی حالت کا مساوات) آئن سٹائن کے کائناتی مستقل کی طرح 10 فیصد کی درستگی کے ساتھ برتاؤ کرتا ہے۔ ہبل خلائی دوربین ہائیر زیڈ ٹیم کے حالیہ نتائج سے پتہ چلتا ہے کہ تاریک توانائی کم از کم 9 ارب سالوں سے اور کائناتی ایکسلریشن سے پہلے کی مدت کے دوران موجود رہی ہے۔ تاریک توانائی کی نوعیت تاریک مادے کے مقابلے میں زیادہ فرضی ہے، اور اس کے بارے میں بہت سی چیزیں قیاس آرائیوں کے دائرے میں رہتی ہیں۔ تاریک توانائی کو بہت یکساں اور گھنے نہیں سمجھا جاتا ہے، اور کشش ثقل کے علاوہ کسی بھی بنیادی قوت کے ذریعے تعامل کرنے کے لیے نہیں جانا جاتا ہے۔ چونکہ یہ نایاب اور غیر بڑے پیمانے پر ہے-تقریبا 10−27 کلوگرام/میٹر 3-اس کا تجربہ گاہ کے تجربات میں پتہ لگانے کا امکان نہیں ہے۔ تاریک توانائی کائنات پر اتنا گہرا اثر ڈال سکتی ہے، جو اتنی پتلی ہونے کے باوجود عالمگیر کثافت کا 68 فیصد بنتی ہے، اس کی وجہ یہ ہے کہ خیال کیا جاتا ہے کہ یہ دوسری صورت میں خالی جگہ کو یکساں طور پر بھر دیتی ہے۔ خلا توانائی، یعنی توانائی کے وقت کی تشکیل میں ہائزن برگ کے غیر یقینی اصول کے مطابق ایک مقررہ وقت کے اندر پیدا ہونے والے اور باہمی طور پر ختم ہونے والے ذرہ-اینٹی پارٹیکل جوڑوں کو اکثر تاریک توانائی میں اہم شراکت کے طور پر استعمال کیا جاتا ہے۔ عمومی اضافیت کے ذریعہ پیش کردہ بڑے پیمانے پر توانائی کے مساوات سے یہ ظاہر ہوتا ہے کہ خلا توانائی کو کشش ثقل کا استعمال کرنا چاہیے۔ لہذا، خلا توانائی سے توقع کی جاتی ہے کہ وہ کائناتی مستقل میں حصہ ڈالے گی، جو بدلے میں کائنات کی تیز رفتار توسیع میں رکاوٹ بنتی ہے۔ تاہم، کائناتی مستقل مسئلہ اس بات پر زور دیتا ہے کہ خلا توانائی کی کثافت کی مشاہدہ شدہ اقدار اور کوانٹم فیلڈ تھیوری کے ذریعہ حاصل کردہ صفر نکاتی توانائی کی نظریاتی بڑی قیمت کے درمیان بہت بڑا اختلاف ہے۔ مسئلہ حل نہیں ہوا ہے۔ اپنی اصل نوعیت سے آزاد، تاریک توانائی کو کائنات کی توسیع کے مشاہدہ شدہ ایکسلریشن کی وضاحت کے لیے ایک مضبوط منفی دباؤ کی ضرورت ہوگی۔ عمومی اضافیت کے مطابق، کسی شے کے اندر کا دباؤ دوسری اشیاء کے لیے اس کی کشش ثقل میں اسی طرح حصہ ڈالتا ہے جس طرح اس کی کمیت کی کثافت میں ہوتا ہے۔ ایسا اس لیے ہوتا ہے کیونکہ جسمانی مقدار جو مادے کو کشش ثقل کے اثرات پیدا کرنے کا سبب بنتی ہے وہ تناؤ-توانائی ٹینسر ہے، جس میں کسی مادے کی توانائی (یا مادے) کی کثافت اور اس کا دباؤ دونوں شامل ہوتے ہیں۔ فریڈمین-لیماٹری-رابرٹسن-واکر میٹرک میں، یہ دکھایا جا سکتا ہے کہ پوری کائنات میں ایک مضبوط مستقل منفی دباؤ (یعنی تناؤ) توسیع میں ایکسلریشن کا سبب بنتا ہے اگر کائنات پہلے ہی پھیل رہی ہے، یا سنکچن میں کمی اگر کائنات پہلے ہی سکڑ رہی ہے۔ اس تیز رفتار توسیعی اثر کو بعض اوقات "کشش ثقل کی پسپائی" کا نام دیا جاتا ہے۔ تکنیکی تعریف معیاری کاسمولوجی میں کائنات کے تین اجزاء ہیں: مادہ، تابکاری اور تاریک توانائی۔ مادہ وہ چیز ہے جس کی توانائی کی کثافت پیمانے کے عنصر کے الٹا مکعب کے ساتھ پیمائش کرتی ہے، یعنی، جبکہ تابکاری وہ چیز ہے جو پیمانے کے عنصر () کی الٹا چوتھی طاقت تک پیمائش کرتی ہے۔ اسے بدیہی طور پر سمجھا جا سکتا ہے: مکعب شکل کے خانے میں ایک عام ذرہ کے لیے، خانے کے کنارے کی لمبائی کو دوگنا کرنے سے کثافت (اور اس وجہ سے توانائی کی کثافت) میں آٹھ (23) کا عنصر کم ہو جاتا ہے۔ تابکاری کے لیے، توانائی کی کثافت میں کمی زیادہ ہوتی ہے، کیونکہ مقامی فاصلے میں اضافہ بھی ریڈ شفٹ کا سبب بنتا ہے۔ حتمی جزو تاریک توانائی ہے: یہ خلا کی ایک اندرونی خاصیت ہے اور زیر غور حجم کے طول و عرض سے قطع نظر مستقل توانائی کی کثافت رکھتی ہے۔ اس طرح، عام مادے کے برعکس، یہ خلا کی توسیع سے پتلا نہیں ہوتا ہے۔ تاریک توانائی کا ثبوت بالواسطہ ہے لیکن تین آزاد ذرائع سے آتا ہے: فاصلے کی پیمائش اور ریڈ شفٹ سے ان کا تعلق، جس سے پتہ چلتا ہے کہ کائنات نے اپنی زندگی کے آخری نصف میں مزید توسیع کی ہے۔ مشاہداتی طور پر چپٹی کائنات کی تشکیل کے لیے ایک قسم کی اضافی توانائی کی نظریاتی ضرورت جو مادہ یا تاریک مادہ نہیں ہے (کسی بھی قابل شناخت عالمی منحنی خطوط کی عدم موجودگی)۔ کائنات میں بڑے پیمانے پر کثافت کے لہر کے نمونوں کی پیمائش۔ 1998 میں، ہائی زیڈ سپرنووا سرچ ٹیم نے ٹائپ آئی اے ("ون-اے") سپرنووا کے مشاہدات شائع کیے۔ 1999 میں، سپرنووا کاسمولوجی پروجیکٹ کے بعد یہ تجویز کیا گیا کہ کائنات کی توسیع تیز ہو رہی ہے۔ 2011 کا طبیعیات کا نوبل انعام ساؤل پرلمٹر، برائن پی شمٹ اور ایڈم جی ریس کو اس دریافت میں ان کی قیادت کے لیے دیا گیا تھا۔ تب سے، ان مشاہدات کی تصدیق کئی آزاد ذرائع سے کی گئی ہے۔ کائناتی مائکروویو پس منظر کی پیمائش، کشش ثقل کی لینسنگ، اور کائنات کی بڑے پیمانے کی ساخت کے ساتھ ساتھ سپرنووا کی بہتر پیمائش، لیمبڈا-سی ڈی ایم ماڈل کے مطابق رہی ہے۔ کچھ لوگوں کا کہنا ہے کہ تاریک توانائی کے وجود کی واحد علامات فاصلے کی پیمائش اور ان سے وابستہ ریڈ شفٹ کے مشاہدات ہیں۔ کاسمک مائکروویو بیک گراؤنڈ انیسوٹروپیز اور بیریون صوتی ارتعاش صرف یہ ظاہر کرنے کے لیے کام کرتے ہیں کہ کسی دی گئی ریڈ شفٹ کے لیے فاصلے "دھول دار" فریڈمین-لیماٹری کائنات اور مقامی پیمائش شدہ ہبل مستقل سے توقع سے زیادہ ہیں۔ سپر نووا کائناتی کے لیے مفید ہیں کیونکہ وہ کائناتی فاصلے کے پار بہترین معیاری موم بتیاں ہیں۔ وہ محققین کو کسی شے سے فاصلے اور اس کی ریڈ شفٹ کے درمیان تعلق کو دیکھ کر کائنات کی توسیعی تاریخ کی پیمائش کرنے کی اجازت دیتے ہیں، جس سے پتہ چلتا ہے کہ یہ ہم سے کتنی تیزی سے پیچھے ہٹ رہا ہے۔ ہبل کے قانون کے مطابق یہ رشتہ تقریبا لکیری ہے۔ ریڈ شفٹ کی پیمائش کرنا نسبتا آسان ہے، لیکن کسی شے سے فاصلہ تلاش کرنا زیادہ مشکل ہے۔ عام طور پر، ماہرین فلکیات معیاری موم بتیوں کا استعمال کرتے ہیں: ایسی اشیاء جن کے لیے اندرونی چمک، یا مطلق شدت معلوم ہوتی ہے۔ یہ شے کے فاصلے کو اس کی اصل مشاہدہ شدہ چمک، یا ظاہری شدت سے ناپنے کی اجازت دیتا ہے۔ ٹائپ آئی اے سپرنووا اپنی انتہائی اور مستقل چمک کی وجہ سے کائناتی فاصلے کے پار سب سے مشہور معیاری موم بتیاں ہیں۔ سپرنووا کے حالیہ مشاہدات تاریک توانائی کے 71.3% اور تاریک مادے اور بیرونک مادے کے امتزاج کے 27.4% سے بنی کائنات کے مطابق ہیں۔ بڑے پیمانے کی ساخت کا نظریہ، جو کائنات میں ڈھانچوں (ستاروں، کواسروں، کہکشاؤں اور کہکشاؤں کے گروپوں اور کلسٹرز) کی تشکیل کو کنٹرول کرتا ہے، یہ بھی بتاتا ہے کہ کائنات میں مادے کی کثافت تنقیدی کثافت کا صرف 30 فیصد ہے۔ 2011 کے ایک سروے، 200,000 سے زیادہ کہکشاؤں کے WiggleZ کہکشاں سروے نے تاریک توانائی کے وجود کی طرف مزید ثبوت فراہم کیے، حالانکہ اس کے پیچھے صحیح طبیعیات نامعلوم ہے۔ آسٹریلیائی فلکیاتی آبزرویٹری کے وگل زیڈ سروے نے کہکشاؤں کو ان کی ریڈ شفٹ کا تعین کرنے کے لیے اسکین کیا۔ پھر، اس حقیقت کا فائدہ اٹھاتے ہوئے کہ بیریون صوتی ارتعاش نے کہکشاؤں سے گھرا ہوا ≈150 ایم پی سی قطر کا باقاعدگی سے خلا چھوڑ دیا ہے، خالی جگہوں کو معیاری حکمرانوں کے طور پر استعمال کیا گیا تاکہ کہکشاؤں کے فاصلے کا تخمینہ 2,000 ایم پی سی (ریڈ شفٹ 0.6) تک لگایا جا سکے، جس سے کہکشاؤں کی رفتار کا ان کی ریڈ شفٹ اور فاصلے سے درست تخمینہ لگایا جا سکے۔ اعداد و شمار نے کائنات کی نصف عمر (7 ارب سال) تک کائناتی ایکسلریشن کی تصدیق کی اور اس کی غیر ہم آہنگی کو 10 میں 1 حصے تک محدود کر دیا۔ یہ سپرنووا سے آزاد کائناتی ایکسلریشن کی تصدیق فراہم کرتا ہے۔ کائناتی مائکروویو پس منظر تاریک توانائی کا وجود، کسی بھی شکل میں، کائنات میں مادے کی کل مقدار کے ساتھ خلا کی ناپی گئی جیومیٹری کو ہم آہنگ کرنے کے لیے ضروری ہے۔ کائناتی مائکروویو پس منظر انیسوٹروپیز کی پیمائش اس بات کی نشاندہی کرتی ہے کہ کائنات چپٹی کے قریب ہے۔ کائنات کی شکل چپٹی ہونے کے لیے، کائنات کی بڑے پیمانے پر توانائی کی کثافت تنقیدی کثافت کے برابر ہونی چاہیے۔ کائنات میں مادے کی کل مقدار (بشمول بیرون اور تاریک مادے)، جیسا کہ کائناتی مائکروویو پس منظر کے سپیکٹرم سے ماپا جاتا ہے، اہم کثافت کا صرف 30 فیصد ہے۔ اس کا مطلب ہے کہ توانائی کی ایک اضافی شکل باقی 70 فیصد کے لیے موجود ہے۔ ولکنسن مائکروویو انیسوٹروپی پروب (ڈبلیو ایم اے پی) خلائی جہاز کے سات سالہ تجزیے میں ایک ایسی کائنات کا تخمینہ لگایا گیا ہے جو 72.8% تاریک توانائی، 22.7% تاریک مادے، اور 4.5 ٪ عام مادے سے بنی ہے۔ کائناتی مائکروویو پس منظر کے پلانک خلائی جہاز کے مشاہدات کی بنیاد پر 2013 میں کیے گئے کام نے 68.3% تاریک توانائی، 26.8% تاریک مادے، اور 4.9 ٪ عام مادے کا زیادہ درست تخمینہ دیا۔ دیر سے مربوط سیکس-وولف اثر تیز شدہ کائناتی توسیع کشش ثقل کے ممکنہ کنوؤں اور پہاڑیوں کو چپٹا کرنے کا سبب بنتی ہے کیونکہ فوٹون ان سے گزرتے ہیں، جس سے وسیع سپر وائڈز اور سپر کلسٹرز کے ساتھ منسلک کائناتی مائکروویو پس منظر پر کولڈ اسپاٹ اور ہاٹ اسپاٹ پیدا ہوتے ہیں۔ یہ نام نہاد دیر سے مربوط سیکس-وولف اثر (آئی ایس ڈبلیو) ایک چپٹی کائنات میں تاریک توانائی کا براہ راست اشارہ ہے۔ اسے 2008 میں ہو اور دیگر افراد نے انتہائی اہمیت کی اطلاع دی تھی۔ اور Giannantonio et al. مشاہداتی ہبل مستقل ڈیٹا مشاہداتی ہبل مستقل ڈیٹا (او ایچ ڈی) کے ذریعے تاریک توانائی کے ثبوت کی جانچ کے لیے ایک نیا نقطہ نظر، جسے کائناتی کرونومیٹر بھی کہا جاتا ہے، نے حالیہ برسوں میں نمایاں توجہ حاصل کی ہے۔ ہبل مستقل، H (z)، کو کاسمولوجیکل ریڈ شفٹ کے فنکشن کے طور پر ماپا جاتا ہے۔ او ایچ ڈی غیر فعال طور پر تیار ہونے والی ابتدائی قسم کی کہکشاؤں کو "کائناتی کرونومیٹر" کے طور پر لے کر کائنات کی توسیعی تاریخ کا براہ راست سراغ لگاتا ہے۔ اس مقام سے، یہ نقطہ نظر کائنات میں معیاری گھڑیاں فراہم کرتا ہے۔ اس خیال کی بنیاد ان کائناتی کرونومیٹرز کی ریڈ شفٹ کے فنکشن کے طور پر تفریق عمر کے ارتقاء کی پیمائش ہے۔ اس طرح، یہ ہبل پیرامیٹر کا براہ راست تخمینہ فراہم کرتا ہے۔ تفریق مقدار پر انحصار، مزید معلومات لاتا ہے اور حساب کے لیے اپیل کر رہا ہے: یہ بہت سے عام مسائل اور منظم اثرات کو کم کر سکتا ہے۔ سپرنووا اور بیریون صوتی ارتعاش (بی اے او) کے تجزیے ہبل پیرامیٹر کے انٹیگرلز پر مبنی ہیں، جبکہ اس کی پیمائش براہ راست کی جاتی ہے۔ ان وجوہات کی بناء پر، یہ طریقہ وسیع پیمانے پر تیز شدہ کائناتی توسیع کا جائزہ لینے اور تاریک توانائی کی خصوصیات کا مطالعہ کرنے کے لیے استعمال کیا گیا ہے۔ تاریک توانائی کے نظریات نامعلوم خصوصیات کے ساتھ ایک فرضی قوت کے طور پر تاریک توانائی کی حیثیت اسے تحقیق کا ایک فعال ہدف بناتی ہے۔ اس مسئلے پر مختلف زاویوں سے حملہ کیا جاتا ہے، جیسے کشش ثقل کے مروجہ نظریہ (عمومی اضافیت) میں ترمیم کرنا، تاریک توانائی کی خصوصیات کو کم کرنے کی کوشش کرنا، اور مشاہداتی اعداد و شمار کی وضاحت کے متبادل طریقے تلاش کرنا۔ کائناتی مستقل تاریک توانائی کی سب سے آسان وضاحت یہ ہے کہ یہ خلا کی ایک اندرونی، بنیادی توانائی ہے۔ یہ کائناتی مستقل ہے، جس کی نمائندگی عام طور پر یونانی حرف (لیمبڈا، اس لیے نام لیمبڈا-سی ڈی ایم ماڈل) کرتا ہے۔ چونکہ توانائی اور کمیت کا تعلق مساوات کے مطابق ہے، اس لیے آئن سٹائن کا عمومی اضافیت کا نظریہ پیش گوئی کرتا ہے کہ اس توانائی کا کشش ثقل پر اثر پڑے گا۔ اسے بعض اوقات ویکیوم انرجی کہا جاتا ہے کیونکہ یہ خالی جگہ کی توانائی کی کثافت ہے-ویکیوم۔ ایک بڑا بقایا مسئلہ یہ ہے کہ وہی کوانٹم فیلڈ کے نظریات ایک بہت بڑے کائناتی مستقل کی پیش گوئی کرتے ہیں، جس کی شدت کے تقریبا 120 آرڈر بہت بڑے ہوتے ہیں۔ اسے تقریبا، لیکن بالکل نہیں، مخالف علامت کی اتنی ہی بڑی اصطلاح سے منسوخ کرنے کی ضرورت ہوگی۔ کچھ سپرسیمیٹرک نظریات کے لیے ایک کائناتی مستقل کی ضرورت ہوتی ہے جو بالکل صفر ہو۔ نیز، یہ معلوم نہیں ہے کہ آیا سٹرنگ تھیوری میں مثبت کائناتی مستقل کے ساتھ کوئی میٹاسٹیبل ویکیوم اسٹیٹ موجود ہے، اور اس کا قیاس الف ڈینیئلسن اور دیگر نے کیا ہے۔ کہ ایسی کوئی ریاست موجود نہیں ہے۔ یہ قیاس تاریک توانائی کے دوسرے نمونوں کو مسترد نہیں کرے گا، جیسے کہ کوئنٹیسنس، جو سٹرنگ تھیوری کے ساتھ مطابقت رکھتا ہے۔ کوئنٹیسینس تاریک توانائی کے کوئنٹیسینس ماڈلز میں، پیمانے کے عنصر کی مشاہدہ شدہ ایکسلریشن ایک متحرک فیلڈ کی ممکنہ توانائی کی وجہ سے ہوتی ہے، جسے کوئنٹیسینس فیلڈ کہا جاتا ہے۔ کوئنٹیسنس کائناتی مستقل سے اس لحاظ سے مختلف ہے کہ یہ جگہ اور وقت کے لحاظ سے مختلف ہو سکتا ہے۔ اس کے جمع نہ ہونے اور مادے کی طرح ساخت نہ بننے کے لیے، میدان بہت ہلکا ہونا چاہیے تاکہ اس کی طول موج کامپٹن سے زیادہ ہو۔ آسان ترین منظرناموں میں، کوئنٹیسنس فیلڈ کی ایک کینونکل حرکی اصطلاح ہوتی ہے، جو کم سے کم کشش ثقل سے جڑی ہوتی ہے، اور اس کے لاگرانجین میں اعلی ترتیب کی کارروائیوں کی خصوصیت نہیں رکھتی ہے۔ معقولیت کا کوئی ثبوت ابھی تک دستیاب نہیں ہے، اور نہ ہی اسے مسترد کیا گیا ہے۔ یہ عام طور پر کائناتی مستقل کے مقابلے کائنات کی توسیع کی قدرے سست رفتار کی پیش گوئی کرتا ہے۔ کچھ سائنس دانوں کا خیال ہے کہ معقولیت کا بہترین ثبوت آئن سٹائن کے مساوات کے اصول کی خلاف ورزیوں اور خلا یا وقت میں بنیادی مستقلات کی تغیر سے آئے گا۔ اسکیلر فیلڈز کی پیش گوئی پارٹیکل فزکس اور سٹرنگ تھیوری کے معیاری ماڈل کے ذریعے کی جاتی ہے، لیکن کاسمولوجیکل مستقل مسئلہ (یا کاسمولوجیکل افراط زر کے ماڈل بنانے کا مسئلہ) سے ملتا جلتا مسئلہ ہوتا ہے: ری نارملائزیشن تھیوری پیش گوئی کرتی ہے کہ اسکیلر فیلڈز کو بڑی کمیت حاصل کرنی چاہیے۔ اتفاق کا مسئلہ پوچھتا ہے کہ کائنات کی رفتار اس وقت کیوں شروع ہوئی جب اس نے کیا۔ اگر کائنات میں تیز رفتاری کا آغاز پہلے ہوتا تو کہکشاؤں جیسے ڈھانچوں کو تشکیل پانے کا وقت کبھی نہ ملتا، اور زندگی، کم از کم جیسا کہ ہم جانتے ہیں، کے وجود کا موقع کبھی نہ ملتا۔ بشری اصول کے حامی اسے اپنے دلائل کی حمایت کے طور پر دیکھتے ہیں۔ تاہم، قابلیت کے بہت سے ماڈلز میں ایک نام نہاد "ٹریکر" طرز عمل ہوتا ہے، جو اس مسئلے کو حل کرتا ہے۔ ان ماڈلز میں، کوئنٹیسنس فیلڈ کی کثافت ہوتی ہے جو مادے کی تابکاری کی مساوات تک تابکاری کی کثافت کو قریب سے ٹریک کرتی ہے (لیکن اس سے کم ہے)، جو کوئنٹیسنس کو تاریک توانائی کے طور پر برتاؤ کرنے کے لیے متحرک کرتی ہے، بالآخر کائنات پر غلبہ حاصل کرتی ہے۔ یہ قدرتی طور پر تاریک توانائی کا کم توانائی پیمانہ طے کرتا ہے۔ 2004 میں، جب سائنس دانوں نے تاریک توانائی کے ارتقاء کو کائناتی اعداد و شمار کے ساتھ فٹ کیا، تو انہوں نے پایا کہ حالت کی مساوات نے ممکنہ طور پر اوپر سے نیچے تک کائناتی مستقل حد (ڈبلیو = −1) کو عبور کر لیا تھا۔ ایک نو گو تھیوریم ثابت ہوا ہے کہ اس منظر نامے میں کم از کم دو قسم کے نمونوں کی ضرورت ہوتی ہے۔ یہ منظر نام نہاد کوئنٹم منظر نامہ ہے۔ قوسینس کے کچھ خاص معاملات فینٹم انرجی ہیں، جس میں قوسینس کی توانائی کی کثافت دراصل وقت کے ساتھ بڑھتی ہے، اور کے-ایسینس (حرکی قوسینس کے لیے مختصر) جس میں حرکی توانائی کی غیر معیاری شکل ہوتی ہے جیسے کہ منفی حرکی توانائی۔ ان میں غیر معمولی خصوصیات ہو سکتی ہیں: مثال کے طور پر فینٹم انرجی بگ رپ کا سبب بن سکتی ہے۔ محققین کے ایک گروپ نے 2021 میں استدلال کیا کہ ہبل تناؤ کے مشاہدات کا مطلب یہ ہو سکتا ہے کہ غیر صفر جوڑی مستقل کے ساتھ صرف قوسینس ماڈل قابل عمل ہیں۔ تاریک توانائی کا تعامل نظریات کا یہ طبقہ تاریک مادے اور تاریک توانائی دونوں کا ایک واحد رجحان کے طور پر ایک جامع نظریہ پیش کرنے کی کوشش کرتا ہے جو کشش ثقل کے قوانین کو مختلف پیمانوں پر تبدیل کرتا ہے۔ مثال کے طور پر، یہ تاریک توانائی اور تاریک مادے کو ایک ہی نامعلوم مادے کے مختلف پہلوؤں کے طور پر استعمال کر سکتا ہے، یا اس سرد تاریک مادے کو تاریک توانائی میں تبدیل کر سکتا ہے۔ تاریک مادے اور تاریک توانائی کو یکجا کرنے والے نظریات کی ایک اور کلاس کو نظر ثانی شدہ کشش ثقل کے متغیر نظریات کے طور پر تجویز کیا جاتا ہے۔ یہ نظریات خلائی وقت کی حرکیات کو اس طرح تبدیل کرتے ہیں کہ ترمیم شدہ حرکیات تاریک توانائی اور تاریک مادے کی موجودگی کو تفویض کی گئی ہیں۔ تاریک توانائی اصولی طور پر نہ صرف باقی تاریک شعبے کے ساتھ، بلکہ عام مادے کے ساتھ بھی تعامل کر سکتی ہے۔ تاہم، تاریک توانائی اور بیرون کے درمیان جوڑے کی طاقت کو مؤثر طریقے سے محدود کرنے کے لیے اکیلے کائناتی علم کافی نہیں ہے، تاکہ دیگر بالواسطہ تکنیکوں یا لیبارٹری کی تلاشوں کو اپنانا پڑے۔ 2020 کی دہائی کے اوائل میں یہ مختصر طور پر نظریہ پیش کیا گیا تھا کہ اٹلی میں زینون 1 ٹی ڈٹیکٹر میں مشاہدہ کی گئی زیادتی تاریک توانائی کے گرگٹ ماڈل کی وجہ سے ہو سکتی ہے، لیکن مزید تجربات نے اس امکان کو مسترد کر دیا۔ متغیر تاریک توانائی کے نمونے تاریک توانائی کی کثافت کائنات کی تاریخ کے دوران وقت کے ساتھ مختلف ہو سکتی ہے۔ جدید مشاہداتی اعداد و شمار ہمیں تاریک توانائی کی موجودہ کثافت کا اندازہ لگانے کی اجازت دیتے ہیں۔ بیریون صوتی ارتعاش کا استعمال کرتے ہوئے، کائنات کی تاریخ میں تاریک توانائی کے اثرات اور تاریک توانائی کی حالت کے مساوات کے محدود پیرامیٹرز کی تحقیقات کرنا ممکن ہے۔ اس مقصد کے لیے کئی ماڈل تجویز کیے گئے ہیں۔ سب سے زیادہ مقبول ماڈلز میں سے ایک شیویلیئر-پولارسکی-لنڈر ماڈل (سی پی ایل) ہے۔ کچھ دوسرے عام ماڈل (باربوزا اور الکانیز) ہیں۔ 2008)، (Jassal et al. 2005)، (ویٹٹریچ۔ 2004)، اور (اوزٹاس اور دیگر۔ 2018)۔ مشاہداتی شکوک و شبہات تاریک توانائی کے کچھ متبادلات، جیسے غیر یکساں کاسمولوجی، کا مقصد قائم شدہ نظریات کے زیادہ بہتر استعمال کے ذریعے مشاہداتی ڈیٹا کی وضاحت کرنا ہے۔ اس منظر نامے میں، تاریک توانائی اصل میں موجود نہیں ہے، اور محض ایک پیمائش کا فن پارہ ہے۔ مثال کے طور پر، اگر ہم خلا کے اوسط سے زیادہ خالی علاقے میں واقع ہیں، تو مشاہدہ شدہ کائناتی توسیع کی شرح کو وقت میں تغیر، یا ایکسلریشن کے لیے غلط سمجھا جا سکتا ہے۔ ایک مختلف نقطہ نظر مساوات کے اصول کی کائناتی توسیع کا استعمال کرتا ہے تاکہ یہ ظاہر کیا جا سکے کہ ہمارے مقامی کلسٹر کے ارد گرد خالی جگہوں میں خلا کس طرح زیادہ تیزی سے پھیل رہا ہے۔ کمزور ہونے کے باوجود، اربوں سالوں میں مجموعی طور پر سمجھے جانے والے اس طرح کے اثرات اہم ہو سکتے ہیں، جس سے کائناتی ایکسلریشن کا وہم پیدا ہوتا ہے، اور ایسا لگتا ہے جیسے ہم ہبل بلبلے میں رہتے ہیں۔ پھر بھی دوسرے امکانات یہ ہیں کہ کائنات کی تیز رفتار توسیع ایک وہم ہے جو باقی کائنات میں ہماری نسبتا حرکت کی وجہ سے ہے، یا یہ کہ استعمال کیے گئے شماریاتی طریقے ناقص تھے۔ لیبارٹری میں براہ راست پتہ لگانے کی کوشش تاریک توانائی سے وابستہ کسی بھی قوت کا پتہ لگانے میں ناکام رہی۔ تاریک توانائی کی مشاہداتی شکوک و شبہات کی وضاحتوں نے عام طور پر ماہرین کائنات میں زیادہ توجہ حاصل نہیں کی ہے۔ مثال کے طور پر، ایک مقالہ جس میں مقامی کائنات کی انیسوٹروپی کی تجویز کی گئی ہے اسے تاریک توانائی کے طور پر غلط انداز میں پیش کیا گیا ہے جس کا فوری طور پر ایک اور مقالے نے اصل مقالے میں غلطیوں کا دعوی کرتے ہوئے جواب دیا۔ ایک اور مطالعہ جس میں اس بنیادی مفروضے پر سوال اٹھایا گیا ہے کہ ٹائپ آئی اے سپرنووا کی چمک ستاروں کی آبادی کی عمر کے ساتھ مختلف نہیں ہوتی ہے، اس کی بھی دیگر ماہرین فلکیات نے تیزی سے تردید کی۔ بلیک ہولز کی وجہ سے ایک عمومی رشتہ دار اثر کے طور پر یہ نظریہ فروری 2023 میں مانوا کے محققین میں یونیورسٹی آف ہوائی نے وضع کیا تھا۔ خیال یہ ہے کہ اگر کسی کو فریڈمین-رابرٹسن-واکر میٹرک (جو آئسوٹروپک اور یکساں کائنات کو بیان کرتا ہے جو جدید کائناتی سائنس کا بنیادی مفروضہ ہے) سے غیر متصل ہونے کے لیے کیر میٹرک (جو گھومنے والے بلیک ہولز کو بیان کرتا ہے) کی ضرورت ہو تو پتہ چلتا ہے کہ جیسے جیسے کائنات پھیلتی ہے بلیک ہولز بڑے پیمانے پر بڑھتے جاتے ہیں۔ شرح کی پیمائش کی جاتی ہے، جہاں a پیمانے کا عنصر ہے۔ اس مخصوص شرح کا مطلب ہے کہ بلیک ہولز کی توانائی کی کثافت وقت کے ساتھ مستقل رہتی ہے، تاریک توانائی کی نقل کرتے ہوئے (ڈارک _ energy#Technical_definition دیکھیں)۔ اس نظریہ کو "کاسمولوجیکل جوڑا" کہا جاتا ہے کیونکہ بلیک ہولز ایک کاسمولوجیکل ضرورت کے مطابق ہوتے ہیں۔ دیگر فلکی طبیعیات دان شکوک و شبہات کا شکار ہیں، مختلف قسم کے مقالے یہ دعوی کرتے ہیں کہ نظریہ دوسرے مشاہدات کی وضاحت کرنے میں ناکام ہے۔ دیگر میکانزم ڈرائیونگ ایکسلریشن ترمیم شدہ کشش ثقل تاریک توانائی کے ثبوت کا بہت زیادہ انحصار عمومی اضافیت کے نظریہ پر ہے۔ لہذا، یہ قابل فہم ہے کہ عمومی اضافیت میں ترمیم بھی تاریک توانائی کی ضرورت کو ختم کرتی ہے۔ اس طرح کے بہت سے نظریات ہیں، اور تحقیق جاری ہے۔ غیر کشش ثقل کے ذرائع سے ماپا جانے والی پہلی کشش ثقل کی لہر میں کشش ثقل کی رفتار کی پیمائش (GW170817) نے کشش ثقل کے بہت سے ترمیم شدہ نظریات کو تاریک توانائی کی وضاحت کے طور پر مسترد کر دیا۔ فلکی طبیعیات دان ایتھن سیگل کا کہنا ہے کہ اگرچہ اس طرح کے متبادل مرکزی دھارے کی پریس کوریج حاصل کرتے ہیں، لیکن تقریبا تمام پیشہ ور فلکی طبیعیات دانوں کو یقین ہے کہ تاریک توانائی موجود ہے، اور یہ کہ کوئی بھی مسابقتی نظریہ مشاہدوں کو معیاری تاریک توانائی کی طرح درستگی کی سطح پر کامیابی سے بیان نہیں کرتا ہے۔ کائنات کی قسمت کے مضمرات کا اندازہ ہے کہ ماہرین فلکیات کا اندازہ ہے کہ ایکسلریشن تقریبا 5 ارب سال پہلے شروع ہوا تھا۔ اس سے پہلے، یہ خیال کیا جاتا تھا کہ مادے کے پرکشش اثر کی وجہ سے توسیع کم ہو رہی تھی۔ پھیلتی ہوئی کائنات میں تاریک مادے کی کثافت تاریک توانائی سے زیادہ تیزی سے کم ہوتی ہے، اور آخر کار تاریک توانائی غالب ہوتی ہے۔ خاص طور پر، جب کائنات کا حجم دوگنا ہوتا ہے، تو تاریک مادے کی کثافت آدھی ہو جاتی ہے، لیکن تاریک توانائی کی کثافت تقریبا تبدیل نہیں ہوتی ہے (یہ کائناتی مستقل کے معاملے میں بالکل مستقل ہوتی ہے)۔ تاریک توانائی کے مختلف ماڈلز کے لیے مستقبل کے تخمینے یکسر مختلف ہو سکتے ہیں۔ کائناتی مستقل، یا کسی دوسرے ماڈل کے لیے جو پیش گوئی کرتا ہے کہ ایکسلریشن غیر معینہ مدت تک جاری رہے گا، حتمی نتیجہ یہ ہوگا کہ لوکل گروپ سے باہر کہکشاؤں کی نظر کی رفتار ایک لائن ہوگی جو وقت کے ساتھ مسلسل بڑھتی رہے گی، بالآخر روشنی کی رفتار سے کہیں زیادہ ہوگی۔ یہ خصوصی اضافیت کی خلاف ورزی نہیں ہے کیونکہ یہاں استعمال ہونے والی "رفتار" کا تصور حوالہ کے مقامی انٹریئل فریم میں رفتار سے مختلف ہے، جو اب بھی کسی بھی بڑے شے کے لیے روشنی کی رفتار سے کم ہونے پر مجبور ہے (کائنات میں رشتہ دار رفتار کے کسی بھی تصور کی وضاحت کرنے کی باریکیوں پر بحث کے لیے مناسب فاصلے کے استعمال دیکھیں)۔ چونکہ ہبل پیرامیٹر وقت کے ساتھ کم ہوتا جا رہا ہے، درحقیقت ایسے معاملات ہو سکتے ہیں جہاں ایک کہکشاں جو روشنی سے زیادہ تیزی سے ہم سے پیچھے ہٹ رہی ہے وہ ایک سگنل خارج کرنے کا انتظام کرتی ہے جو آخر کار ہم تک پہنچتا ہے۔ تاہم، تیز رفتار توسیع کی وجہ سے، یہ پیش گوئی کی جاتی ہے کہ زیادہ تر کہکشاؤں بالآخر ایک قسم کے کائناتی واقعہ کے افق کو عبور کر لیں گی جہاں اس نقطہ سے گزرنے والی کوئی بھی روشنی لامحدود مستقبل میں کسی بھی وقت ہم تک نہیں پہنچ سکے گی کیونکہ روشنی کبھی بھی اس مقام تک نہیں پہنچتی ہے جہاں ہماری طرف اس کی "مخصوص رفتار" ہم سے دور توسیع کی رفتار سے زیادہ ہو (رفتار کے ان دو تصورات پر مناسب فاصلے کے استعمال میں بھی تبادلہ خیال کیا گیا ہے)۔ یہ فرض کرتے ہوئے کہ تاریک توانائی مستقل (ایک کائناتی مستقل) ہے، اس کائناتی واقعہ کے افق کا موجودہ فاصلہ تقریبا 16 ارب ہلکے سال ہے، جس کا مطلب ہے کہ اس وقت ہونے والے واقعے کا اشارہ بالآخر مستقبل میں ہم تک پہنچ سکے گا اگر واقعہ 16 ارب ہلکے سال سے بھی کم دور ہوتا، لیکن اگر واقعہ 16 ارب ہلکے سال سے زیادہ دور ہوتا تو سگنل ہم تک کبھی نہیں پہنچتا۔ جیسے جیسے کہکشایں اس کائناتی واقعہ کے افق کو عبور کرنے کے مقام کے قریب پہنچیں گی، ان سے نکلنے والی روشنی زیادہ سے زیادہ سرخ ہو جائے گی، اس مقام پر جہاں طول موج عملی طور پر پتہ لگانے کے لیے بہت بڑی ہو جاتی ہے اور کہکشایں مکمل طور پر غائب ہوتی دکھائی دیتی ہیں (دیکھیں ایک پھیلتی ہوئی کائنات کا مستقبل)۔ سیارہ زمین، آکاشگنگا، اور کہکشاؤں کا مقامی گروہ جس میں آکاشگنگا ایک حصہ ہے، سبھی عملی طور پر غیر متزلزل رہیں گے کیونکہ باقی کائنات پیچھے ہٹ جاتی ہے اور نظروں سے غائب ہو جاتی ہے۔ اس منظر نامے میں، لوکل گروپ بالآخر گرمی کی موت کا شکار ہوگا، جیسا کہ کائناتی ایکسلریشن کی پیمائش سے پہلے فلیٹ، مادے کے زیر تسلط کائنات کے لیے قیاس کیا گیا تھا۔ کائنات کے مستقبل کے بارے میں دیگر، زیادہ قیاس آرائی پر مبنی خیالات موجود ہیں۔ تاریک توانائی کے فینٹم توانائی ماڈل کے نتیجے میں مختلف توسیع ہوتی ہے، جس کا مطلب یہ ہے کہ تاریک توانائی کی موثر قوت اس وقت تک بڑھتی رہتی ہے جب تک کہ وہ کائنات کی دیگر تمام قوتوں پر حاوی نہ ہو جائے۔ اس منظر نامے کے تحت، تاریک توانائی بالآخر کشش ثقل سے منسلک تمام ڈھانچوں کو پھاڑ دے گی، بشمول کہکشاؤں اور نظام شمسی، اور بالآخر برقی اور جوہری قوتوں پر قابو پا کر خود ایٹموں کو پھاڑ دے گی، اور کائنات کو "بگ رپ" میں ختم کر دے گی۔ دوسری طرف، تاریک توانائی وقت کے ساتھ ختم ہو سکتی ہے یا پرکشش بھی ہو سکتی ہے۔ اس طرح کی غیر یقینی صورتحال کشش ثقل کے آخر میں غالب ہونے کے امکان کو کھلا چھوڑ دیتی ہے اور ایک ایسی کائنات کی طرف لے جاتی ہے جو "بگ کرینچ" میں اپنے آپ میں سکڑ جاتی ہے، یا یہ کہ ایک تاریک توانائی کا چکر بھی ہو سکتا ہے، جس سے کائنات کا ایک چکور نمونہ ظاہر ہوتا ہے جس میں ہر تکرار (بگ بینگ پھر بالآخر ایک بگ کرینچ) میں تقریبا ایک ٹریلین (1012) سال لگتے ہیں۔ اگرچہ ان میں سے کوئی بھی مشاہدات کی حمایت نہیں کرتا ہے، لیکن ان کو مسترد نہیں کیا جاتا ہے۔ سائنس کے فلسفے میں ماہر فلکیات ڈیوڈ میرٹ تاریک توانائی کو "معاون مفروضے" کی ایک مثال کے طور پر شناخت کرتے ہیں، جو ایک ایڈہاک مفروضہ ہے جو کسی نظریہ میں ان مشاہدات کے جواب میں شامل کیا جاتا ہے جو اسے غلط ثابت کرتے ہیں۔ ان کا استدلال ہے کہ تاریک توانائی کا مفروضہ ایک روایتی مفروضہ ہے، یعنی ایک مفروضہ جس میں کوئی تجرباتی مواد شامل نہیں ہوتا ہے اور اس لیے کارل پوپر کے بیان کردہ معنوں میں ناقابل تردید ہے۔ تاہم، ان کی رائے اتفاق رائے نہیں لگتی ہے اور کائنات کی تاریخ سے متصادم ہے۔ یہ بھی دیکھیں رسمی کشش ثقل ڈارک انرجی سپیکٹروسکوپک انسٹرومنٹ ڈارک میٹر ڈی سیٹر غیر متغیر خصوصی اضافیت Illustris پروجیکٹ بے ساختہ کاسمولوجی جوائنٹ ڈارک انرجی مشن نیگیٹیو ماس کوئنٹیسنس: کائنات میں گمشدہ کمیت کی تلاش ڈارک انرجی سروے کوانٹم ویکیوم اسٹیٹ نوٹ حوالہ جات بیرونی روابط یوکلڈ ای ایس اے سیٹلائٹ، تاریک کائنات کی جیومیٹری کا نقشہ بنانے کا مشن "تاریک پہلو کا جائزہ لینا" 1998 کے نیوولوجزم فلکیات میں تاریک تصورات توانائی (طبیعیات) فلکیات میں جسمانی کاسمولوجی فلکیات میں تصورات فلکیات میں حل نہ ہونے والے مسائل طبیعیات میں حل نہ ہونے والے مسائل