Przez dekady kosmologia traktowała ciemną materię i ciemną energię jako dwa całkowicie oddzielne byty — razem stanowią około 95% całej zawartości Wszechświata, a mimo to niemal nic o nich nie wiemy. Dane zebrane przez eksperyment DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) w 2024 i 2025 roku sugerują, że ta wygodna separacja może być iluzją. Jeśli najnowsze hipotezy się potwierdzą, staniemy przed koniecznością przepisania fundamentów współczesnej kosmologii — włącznie z rolą dodatkowych wymiarów przestrzeni, których istnienie dotąd rezerwowaliśmy dla science fiction.
Z czego tak naprawdę zbudowany jest Wszechświat?
Zwykła materia — wszystko, co możemy zobaczyć, dotknąć lub zmierzyć bezpośrednio — stanowi zaledwie około 5% całkowitej zawartości kosmosu, według danych misji Planck Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) z 2018 roku. Pozostałe 95% dzieli się na dwa niewidzialne składniki: ciemną materię (około 25%) i ciemną energię (około 70%).
Ciemna materia nie emituje, nie pochłania ani nie odbija światła — jej obecność zdradzają wyłącznie grawitacyjne efekty na widoczną materię. Galaktyki obracają się zbyt szybko jak na ilość materii, którą „widać” — bez ciemnej materii powinny się rozpaść. To obserwacja znana od lat 70. XX wieku, kiedy Vera Rubin z Carnegie Institution of Washington jako jedna z pierwszych zbadała ją systematycznie.
Ciemna energia działa odwrotnie: zamiast przyciągać, odpycha. Odpowiada za fakt, że rozszerzanie się Wszechświata nie tylko trwa, ale wręcz przyspiesza — odkrycie nagrodzone Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki w 2011 roku, przyznane Saul Perlmutter, Brianowi P. Schmidtowi i Adamowi Riessowi z zespołów Supernova Cosmology Project i High-Z Supernova Search Team.
Co mówią najnowsze dane z eksperymentu DESI?
Eksperyment DESI, prowadzony na Kitt Peak National Observatory w Arizonie, mapuje rozmieszczenie milionów galaktyk w celu precyzyjnego pomiaru tempa ekspansji Wszechświata. Wyniki opublikowane w 2024 i 2025 roku przyniosły niespodziewane odkrycie: ciemna energia może nie być stała.
Standardowy model kosmologiczny — nazywany modelem ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter) — zakłada, że ciemna energia ma niezmienną wartość opisywaną przez stałą kosmologiczną Λ, którą Albert Einstein wprowadził do równań ogólnej teorii względności w 1917 roku. Dane z DESI sugerują jednak, że gęstość ciemnej energii mogła być kilka miliardów lat temu wyższa niż dziś, a następnie stopniowo malała.
Według wstępnych danych z 2025 roku, analiza rozkładu tzw. barionowych oscylacji akustycznych — regularnych wzorców w rozmieszczeniu galaktyk, będących kosmicznym „linijką” do mierzenia odległości — wskazuje na statystyczną preferencję dla modeli z ewoluującą ciemną energią na poziomie istotności przekraczającym 3 sigmy. Wynik ten nie jest jeszcze dowodem, ale trudno go zignorować.
Redakcja IWD Partner: Wyobraźmy sobie, że prawo grawitacji Newtona zaczyna się lekko różnić w zależności od epoki geologicznej — to podobna skala rewolucji. Model ΛCDM przez niemal 30 lat był tak solidnym fundamentem kosmologii, że kwestionowanie go wymagało naprawdę mocnych danych. Dziś te dane zaczynają powoli nadchodzić, a pytanie nie brzmi już „czy coś jest nie tak?”, lecz „jak głęboko sięga ta niezgodność?”
Jak mogłyby współdziałać ciemna materia i ciemna energia?
Jedna z nowych hipotez zakłada, że ciemna materia i ciemna energia nie są od siebie niezależne, lecz wymieniają się energią — proces określany jako interakcja między sektorami ciemnymi (ang. dark sector interaction). Jeśli w przeszłości ciemna materia stopniowo „zasilała” ciemną energię, to jej grawitacyjny wpływ na ekspansję Wszechświata byłby z czasem coraz mniejszy.
Ciemna materia działa jak hamulec rozszerzania się kosmosu — jej grawitacja przyciąga materię i spowalnia ekspansję. Zmniejszenie tego hamulca oznaczałoby szybszą ekspansję w nowszych epokach kosmologicznych, co jest właśnie obserwowane. Modele interaktywnego ciemnego sektora są aktywnie badane m.in. przez zespoły w Instytucie Fizyki Teoretycznej w Heidelbergu oraz na Uniwersytecie Bolońskim.
Co istotne, tego rodzaju modele mogą częściowo rozwiązać jeden z największych problemów współczesnej kosmologii — napięcie Hubble’a. Polega ono na rozbieżności między wartością stałej Hubble’a mierzonej z wczesnego Wszechświata (około 67,4 km/s/Mpc z danych misji Planck ESA z 2018 roku) a wartością wyznaczaną z obserwacji pobliskich galaktyk (około 73 km/s/Mpc z pomiarów zespołu SH0ES z 2022 roku). Różnica wynosi około 9% i od lat nie daje się wytłumaczyć błędem pomiarowym.
Czym jest „ciemny wymiar” i skąd pochodzi ta hipoteza?
„Ciemny wymiar” to koncepcja wywodząca się z teorii strun — matematycznego frameworku, który postuluje istnienie dodatkowych wymiarów przestrzeni poza trzema, które znamy. Większość tych dodatkowych wymiarów miałaby być zwinięta do rozmiarów rzędu długości Plancka, czyli około 10⁻³⁵ metra — skali całkowicie niedostępnej żadnemu z obecnych instrumentów pomiarowych.
Niektórzy fizycy, w tym Nima Arkani-Hamed z Institute for Advanced Study w Princeton, rozważali już wcześniej scenariusze z dodatkowymi wymiarami o rozmiarach mikroskopowych, lecz wciąż niewyobrażalnie większych niż długość Plancka. Nowa hipoteza „ciemnego wymiaru” zakłada istnienie jednego takiego wymiaru o rozmiarze rzędu jednego mikrometra — czyli około 10⁻⁶ metra.
W takim scenariuszu hipotetyczne cząstki przenoszące grawitację — grawitony — mogłyby częściowo przenikać do tego dodatkowego wymiaru. Uzyskiwałyby tam masę i tworzyłyby nowy rodzaj cząstek zwany grawitonami Kaluzy-Kleina. Cząstki te mogłyby stanowić kandydatów na ciemną materię, a ich właściwości fizyczne byłyby pośrednio powiązane z dynamiką ciemnej energii. Według wstępnych analiz z 2025 roku hipoteza ta jest zgodna z danymi z DESI, choć wymaga dalszej weryfikacji.
Dlaczego związek ciemnej materii z ciemną energią ma znaczenie?
Zrozumienie relacji między ciemną materią a ciemną energią to nie abstrakcja — to klucz do odpowiedzi na pytanie o ostateczny los Wszechświata. Jeśli ciemna energia rośnie w siłę, scenariusz Wielkiego Rozdarcia (ang. Big Rip) staje się bardziej prawdopodobny: ekspansja przyspiesza tak gwałtownie, że w pewnym momencie rozrywa najpierw galaktyki, potem układy planetarne, a w końcu atomy. Jeśli natomiast ciemna energia maleje, ekspansja może wyhamować lub odwrócić się.
Rozstrzygnięcie tej kwestii wymaga danych z kolejnych eksperymentów. Teleskop kosmiczny Euclid ESA, który rozpoczął pełną obserwację naukową w 2024 roku, ma do 2030 roku zmapować ponad miliard galaktyk. Obserwatorium Rubin (dawniej LSST) w Chile, planowane do pełnej operacyjności w 2025 roku, doda kolejny miliard obiektów do analizy. Połączenie tych zbiorów danych z wynikami DESI może dać odpowiedź, której kosmologia szuka od dekad.
Implikacje sięgają też poza astronomię. Potwierdzenie istnienia dodatkowych wymiarów przestrzennych — nawet tak małych jak mikrometr — byłoby rewolucją porównywalną z odkryciem kwantów przez Maxa Plancka w 1900 roku. Oznaczałoby, że nasze trójwymiarowe postrzeganie rzeczywistości jest fundamentalnie niekompletne.
Powiązane pojęcia ze słownika astronomicznego
- Stała kosmologiczna (Λ) — wprowadzony przez Einsteina parametr w równaniach ogólnej teorii względności, obecnie interpretowany jako miara gęstości energii próżni, utożsamiana z ciemną energią.
- Barionowe oscylacje akustyczne (BAO) — regularne wzorce w rozmieszczeniu galaktyk, będące „odciskiem” fal dźwiękowych z wczesnego Wszechświata, używane jako kosmiczna miarka do mierzenia odległości i tempa ekspansji.
- Napięcie Hubble’a — rozbieżność między wartościami stałej Hubble’a wyznaczanymi metodami pośrednimi (wczesny Wszechświat) a bezpośrednimi (pobliskie galaktyki), wynosząca około 9%.
- Teoria strun — framework fizyki teoretycznej postulujący, że podstawowymi obiektami przyrody są jednowymiarowe struny energii, a nie punktowe cząstki; wymaga istnienia dodatkowych wymiarów przestrzennych.
- Grawitony Kaluzy-Kleina — hipotetyczne cząstki będące masywnym odpowiednikiem bezmasowych grawitonów, pojawiające się w teoriach z dodatkowymi wymiarami przestrzennymi jako efekt kompaktyfikacji tych wymiarów.
Na podstawie materiałów źródłowych.
