الطاقة المظلمة

يُعدّ " الثابت الكوني " أبسط المرشحين للطاقة المظلمة. وهو حد ثابت يُضاف إلى معادلات أينشتاين للمجال في النسبية العامة . وإذا ما اعتُبر "حدًا مصدريًا" في معادلة المجال، فإنه يُمكن اعتباره مكافئًا لكتلة الفضاء الفارغ (التي يُمكن أن تكون موجبة أو سالبة من الناحية النظرية)، أو " طاقة الفراغ ".

اقترح أينشتاين الثابت الكوني لأول مرة كآلية لإيجاد حل لمعادلة مجال الجاذبية ، مما يؤدي إلى كون ساكن، وذلك باستخدام الطاقة المظلمة لموازنة الجاذبية. ^{[ 14 ]} أطلق أينشتاين على الثابت الكوني الرمز Λ (لامدا كبيرة). وذكر أن الثابت الكوني يتطلب أن "يؤدي الفضاء الفارغ دور كتل سالبة جاذبة موزعة في جميع أنحاء الفضاء بين النجوم". ^{[ 15 ] [ 16 ]}

كانت هذه الآلية مثالًا على الضبط الدقيق ، وقد أُدرك لاحقًا أن كون أينشتاين الساكن لن يكون مستقرًا: فالاختلافات الموضعية ستؤدي في النهاية إما إلى تمدد الكون أو انكماشه بشكل متسارع. التوازن غير مستقر: فإذا تمدد الكون قليلًا، فإن هذا التمدد يُطلق طاقة الفراغ، مما يُسبب المزيد من التمدد. وبالمثل، فإن الكون الذي ينكمش قليلًا سيستمر في الانكماش. ووفقًا لأينشتاين، يمكن للفضاء الفارغ أن يمتلك طاقته الخاصة. ولأن هذه الطاقة هي خاصية للفضاء نفسه، فإنها لن تتلاشى مع تمدده. ومع ازدياد حجم الفضاء، ستظهر المزيد من طاقة الفضاء هذه، مما يُسبب تسارعًا في التمدد. ^{[ 17 ]} هذه الأنواع من الاضطرابات حتمية، نظرًا للتوزيع غير المتساوي للمادة في جميع أنحاء الكون. علاوة على ذلك، أظهرت ملاحظات إدوين هابل عام 1929 أن الكون يبدو متمددًا وليس ساكنًا. ويُقال إن آينشتاين أشار إلى فشله في التنبؤ بفكرة الكون الديناميكي، على عكس الكون الساكن، باعتباره أكبر خطأ ارتكبه. ^{[ 18 ]}

اقترح آلان غوث وأليكسي ستاروبينسكي عام ١٩٨٠ أن مجال ضغط سلبي، مشابه في مفهومه للطاقة المظلمة، قد يكون محركًا 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 تمامًا عندما كان عمر الكون جزءًا 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.

تتنبأ جميع نماذج التضخم الكوني تقريبًا بأن الكثافة الكلية (المادة والطاقة) للكون يجب أن تكون قريبة جدًا من الكثافة الحرجة . خلال ثمانينيات القرن الماضي، ركزت معظم الأبحاث الكونية على نماذج ذات كثافة حرجة في المادة فقط، وعادةً ما تتكون من 95% من المادة المظلمة الباردة (CDM) و5% من المادة العادية (الباريونات). وقد وُجد أن هذه النماذج ناجحة في تكوين مجرات وعناقيد مجرية واقعية، ولكن ظهرت بعض المشكلات في أواخر الثمانينيات: على وجه الخصوص، تطلب النموذج قيمة لثابت هابل أقل من القيمة المُفضلة في الملاحظات، كما قلل النموذج من تقدير الملاحظات المتعلقة بتجمعات المجرات واسعة النطاق. تفاقمت هذه الصعوبات بعد اكتشاف التباين في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بواسطة المركبة الفضائية COBE في عام 1992، وخضعت عدة نماذج مُعدلة من المادة المظلمة الباردة للدراسة المكثفة حتى منتصف التسعينيات: وشملت هذه النماذج نموذج لامدا-CDM ونموذجًا مختلطًا للمادة المظلمة الباردة والساخنة. جاء أول دليل مباشر على وجود الطاقة المظلمة من رصد المستعرات العظمى عام 1998، والذي أظهر تسارعًا في التوسع الكوني، ^كما ورد في دراسات ريس وآخرون ^{[ 19 ]} وبيرلموتر وآخرون [ ^{20 ]} . وأصبح نموذج لامدا-سي دي إم النموذج السائد آنذاك. بعد ذلك بوقت قصير، دعمت رصدات مستقلة وجود الطاقة المظلمة: ففي عام 2000، رصدت تجارب BOOMERanG و Maxima لخلفية الموجات الميكروية الكونية أول ذروة صوتية في هذه الخلفية، مما يدل على أن الكثافة الكلية (المادة + الطاقة) تقارب 100% من الكثافة الحرجة. ثم في عام 2001، قدم مسح 2dF لانزياح المجرات نحو الأحمر دليلًا قويًا 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 قياسات أكثر دقة من مرصد WMAP في الفترة 2003-2010 دعم النموذج القياسي، وقدمت قياسات أكثر دقة للمعلمات الرئيسية.

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

في علم الكونيات التقليدي، يتكون الكون من ثلاثة عناصر: المادة، والإشعاع، والطاقة المظلمة. المادة هي أي شيء تتناسب كثافة طاقته عكسيًا مع مكعب عامل المقياس ( ^ρ ∝  a⁻³ ) ^،  بينما الإشعاع هو أي شيء تتناسب كثافة طاقته عكسيًا مع القوة الرابعة لعامل المقياس ( ρ  ∝ a⁻⁴  ). يمكن فهم ذلك بديهيًا: بالنسبة لجسيم عادي في صندوق مكعب الشكل، فإن مضاعفة طول أحد أضلاع الصندوق تُقلل الكثافة (وبالتالي كثافة الطاقة) بمقدار ثمانية أضعاف (2³ ⁾ . أما بالنسبة للإشعاع، فإن الانخفاض في كثافة الطاقة يكون أكبر، لأن زيادة المسافة المكانية تُسبب أيضًا انزياحًا نحو الأحمر، وبالتالي انخفاضًا في الطاقة (انظر علاقة بلانك ). ^{[ 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}  ، فإنها لا تتضاءل بتمدد الفضاء.

تُعدّ القياسات عالية الدقة لتمدد الكون ضرورية لفهم كيفية تغير معدل التمدد عبر الزمان والمكان. في النسبية العامة، يُقدّر تطور معدل التمدد من انحناء الكون ومعادلة الحالة الكونية (العلاقة بين درجة الحرارة والضغط وكثافة المادة والطاقة وطاقة الفراغ مجتمعةً في أي منطقة من الفضاء). ويُعدّ قياس معادلة حالة الطاقة المظلمة أحد أهم الجهود المبذولة في علم الكونيات الرصدي اليوم. وتؤدي إضافة الثابت الكوني إلى مقياس FLRW القياسي في علم الكونيات إلى نموذج لامدا-CDM، الذي يُشار إليه باسم " النموذج القياسي لعلم الكونيات " نظرًا لتطابقه الدقيق مع الرصد.

اعتبارًا من عام 2013، يتوافق نموذج لامدا-سي دي إم مع سلسلة من الرصدات الكونية المتزايدة الدقة، بما في ذلك مركبة بلانك الفضائية 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 نتائج حديثة من فريق هابل الفضائي ذي الانزياح الأحمر العالي إلى أن الطاقة المظلمة كانت موجودة منذ 9 مليارات سنة على الأقل، وخلال الفترة التي سبقت التسارع الكوني.

في مارس 2025، أعلن فريق عمل جهاز مطيافية الطاقة المظلمة (DESI) عن اكتشاف أدلة على تطور الطاقة المظلمة من خلال تحليل يجمع بيانات DESI حول التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) مع بيانات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) والعدسات الثقالية الضعيفة والمستعرات العظمى، بدلالة إحصائية تتراوح بين 2.8 و4.2σ. ^{[ 27 ] [ 28 ]} تشير النتائج إلى أن كثافة الطاقة المظلمة تتناقص ببطء مع مرور الوقت.

في عام ١٩٩٨، نشر فريق البحث عن المستعرات العظمى عالية الانزياح الأحمر ^{[ ١٩ ]} ملاحظاتٍ حول المستعرات العظمى من النوع Ia ("واحد-أ") . وفي عام ١٩٩٩، أعقب ذلك مشروع علم الكونيات للمستعرات العظمى ^{[ ٢٠ ]} الذي اقترح أن توسع الكون يتسارع . ^{[ ٣٠ ]} مُنحت جائزة نوبل في الفيزياء لعام ٢٠١١ لكلٍ من شاول بيرلموتر ، وبرايان ب. شميدت ، وآدم ج. ريس، تقديرًا لريادتهم في هذا الاكتشاف. ^{[ ٣١ ] [ ٣٢ ]}

منذ ذلك الحين، تم تأكيد هذه الملاحظات من خلال عدة مصادر مستقلة. وقد توافقت قياسات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ، وعدسات الجاذبية ، والبنية واسعة النطاق للكون ، بالإضافة إلى القياسات المحسّنة للمستعرات العظمى، مع نموذج لامدا-سي دي إم . ^{[ 33 ]} يرى البعض أن المؤشرات الوحيدة على وجود الطاقة المظلمة هي ملاحظات قياسات المسافة والانزياحات الحمراء المرتبطة بها. ولا تُعدّ تباينات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي وتذبذبات الصوت الباريوني سوى دليل على أن المسافات إلى انزياح أحمر معين أكبر مما هو متوقع من كون فريدمان-لوميتر "المغبر" وثابت هابل المقاس محليًا. ^{[ 34 ]}

تُعدّ المستعرات العظمى مفيدةً في علم الكونيات لأنها تُشكّل شموعًا معياريةً ممتازةً لقياس المسافات الكونية. فهي تُمكّن الباحثين من قياس تاريخ تمدد الكون من خلال دراسة العلاقة بين بُعد الجسم وانزياحه نحو الأحمر ، الذي يُحدد سرعة ابتعاده عنا. وتكون هذه العلاقة خطيةً تقريبًا، وفقًا لقانون هابل . يُعدّ قياس الانزياح نحو الأحمر أمرًا سهلاً نسبيًا، بينما يُعدّ تحديد بُعد الجسم أكثر صعوبة. عادةً ما يستخدم علماء الفلك الشموع المعيارية: وهي أجسام معروفة السطوع الذاتي، أو القدر المطلق . وهذا يسمح بقياس بُعد الجسم من سطوعه المرصود الفعلي، أو القدر الظاهري . تُعتبر المستعرات العظمى من النوع Ia أدقّ الشموع المعيارية المعروفة لقياس المسافات الكونية نظرًا لسطوعها الشديد والمتسق .

تتفق الملاحظات الحديثة للمستعرات العظمى مع كون يتكون من 66.6٪ من الطاقة المظلمة و 33.4٪ من مزيج من المادة المظلمة والمادة الباريونية بافتراض نموذج لامدا-سي دي إم المسطح . ^{[ 35 ]}

تشير نظرية البنية واسعة النطاق ، التي تحكم تكوين الهياكل في الكون ( النجوم ، والكوازارات ، والمجرات، ومجموعات وعناقيد المجرات )، أيضًا إلى أن كثافة المادة في الكون لا تتجاوز 30% من الكثافة الحرجة.

قدّم مسح WiggleZ للمجرات، الذي أُجري عام 2011 وشمل أكثر من 200,000 مجرة، أدلة إضافية على وجود الطاقة المظلمة، على الرغم من أن الفيزياء الدقيقة الكامنة وراءها لا تزال مجهولة. ^{[ 36 ] [ 37 ]} قام مرصد أستراليا الفلكي بمسح المجرات لتحديد انزياحها نحو الأحمر. ثم، بالاستفادة من حقيقة أن التذبذبات الصوتية الباريونية قد خلّفت فراغات منتظمة بقطر ≈150 ميجا فرسخ فلكي، محاطة بالمجرات، استُخدمت هذه الفراغات كمعايير قياسية لتقدير المسافات إلى المجرات حتى مسافة 2,000 ميجا فرسخ فلكي (انزياح نحو الأحمر 0.6)، مما سمح بتقدير دقيق لسرعات المجرات من انزياحها نحو الأحمر ومسافتها. أكدت البيانات التسارع الكوني حتى نصف عمر الكون (7 مليارات سنة) وقيدت عدم تجانسه إلى جزء واحد من 10. ^{[ 37 ]} وهذا يوفر تأكيدًا على التسارع الكوني المستقل عن المستعرات العظمى.

يُعدّ وجود الطاقة المظلمة، بأي شكل من الأشكال، ضروريًا للتوفيق بين هندسة الفضاء المقاسة وكمية المادة الإجمالية في الكون. وتشير قياسات تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي إلى أن الكون قريب من أن يكون مسطحًا . ولكي يكون شكل الكون مسطحًا، يجب أن تتساوى كثافة الكتلة والطاقة فيه مع الكثافة الحرجة . وتمثل كمية المادة الإجمالية في الكون (بما في ذلك الباريونات والمادة المظلمة )، كما تم قياسها من طيف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، حوالي 30% فقط من الكثافة الحرجة. وهذا يعني وجود شكل إضافي من الطاقة لتفسير النسبة المتبقية البالغة 70%. ^{[ 33 ]} وقدّر تحليل مركبة ويلكنسون لقياس تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (WMAP) على مدى سبع سنوات أن الكون يتكون من 72.8% طاقة مظلمة، و22.7% مادة مظلمة، و4.5% مادة عادية. ^{[ 5 ]} أعطت دراسة أجريت عام 2013 استناداً إلى رصد مركبة بلانك الفضائية لخلفية الإشعاع الكوني الميكروي تقديراً أكثر دقة بنسبة 68.3% للطاقة المظلمة، و26.8% للمادة المظلمة، و4.9% للمادة العادية. ^{[ 39 ]}

يؤدي التسارع في التوسع الكوني إلى تسطيح آبار وتلال الجاذبية الكامنة عند مرور الفوتونات عبرها، مما يُنتج بقعًا باردة وساخنة على خلفية الموجات الميكروية الكونية، مُحاذيةً للفراغات الكونية الهائلة والتجمعات المجرية العملاقة. يُعرف هذا التأثير باسم تأثير ساكس-وولف المتكامل المتأخر (ISW)، وهو إشارة مباشرة للطاقة المظلمة في كون مسطح. ^{[ 40 ]} وقد تم الإبلاغ عنه بدلالة إحصائية عالية في عام 2008 من قِبل هو وآخرون ^{[ 41 ]} وجيانانتونيو وآخرون ^{[ 42 ].}

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

يُقاس ثابت هابل، H ( z )، كدالة للانزياح الأحمر الكوني . يتتبع نموذج OHD تاريخ تمدد الكون مباشرةً، متخذًا المجرات المبكرة ذات التطور السلبي بمثابة "ساعات كونية". ^{[ 47 ]} انطلاقًا من هذه النقطة، يوفر هذا النهج ساعات معيارية في الكون. يكمن جوهر هذه الفكرة في قياس التطور العمري التفاضلي لهذه الساعات الكونية كدالة للانزياح الأحمر. وبالتالي، فإنه يوفر تقديرًا مباشرًا لمعامل هابل.

${\displaystyle H(z)=-{\frac {1}{1+z}}{\frac {dz}{dt}}\approx -{\frac {1}{1+z}}{\frac {\Delta z}{\Delta t}}.}$

يُتيح الاعتماد على الكمية التفاضلية، Δz / Δt ، معلوماتٍ أكثر ، وهو أمرٌ جذابٌ للحسابات، إذ يُمكنه تقليل العديد من المشكلات الشائعة والتأثيرات المنهجية. تعتمد تحليلات المستعرات العظمى والتذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) على تكاملات معامل هابل، بينما يقيس Δz / Δt هذا المعامل مباشرةً . لهذه الأسباب، استُخدمت هذه الطريقة على نطاق واسع لدراسة التوسع الكوني المتسارع وخصائص الطاقة المظلمة .

أبسط تفسير للطاقة المظلمة هو أنها طاقة جوهرية أساسية للفضاء. هذه الطاقة هي الثابت الكوني، الذي يُرمز إليه عادةً بالحرف اليوناني Λ (لامدا، ومن هنا جاء اسم نموذج لامدا-CDM ). وبما أن الطاقة والكتلة مرتبطتان وفقًا للمعادلة E = mc² ^، فإن نظرية النسبية العامة لأينشتاين تتنبأ بأن هذه الطاقة سيكون لها تأثير جاذبي. تُسمى أحيانًا طاقة الفراغ لأنها كثافة طاقة الفضاء الفارغ - أي الفراغ .

تتمثل إحدى المشكلات الرئيسية العالقة في أن نظريات الحقل الكمومي نفسها تتنبأ بثابت كوني هائل ، أكبر بنحو 120 رتبة مقدارية من القيمة الحقيقية . ويجب إلغاء هذا الثابت تقريبًا، ولكن ليس تمامًا، بحد مماثل في الحجم ذي إشارة معاكسة. ^{[ 13 ]} 

تتطلب بعض النظريات الفائقة التناظر ثابتًا كونيًا يساوي صفرًا تمامًا. ^{[ 50 ]} كما أنه من غير المعروف ما إذا كان الثابت الكوني الموجب يتوافق مع التفسيرات البسيطة لنظرية الأوتار ، التي تعتبر كوننا فراغًا زائفًا ذا ثابت كوني موجب. ^{[ 51 ]} وقد افترض أولف دانييلسون وآخرون عدم وجود مثل هذه الحالة. ^{[ 52 ]} ومع ذلك، حتى لو لم تسمح نظرية الأوتار بوجود مثل هذا الفراغ الزائف، فقد تظل نماذج أخرى للطاقة المظلمة، مثل الجوهر، قابلة للتطبيق. ^{[ 51 ]}

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 مكانيًا وزمنيًا. ولكي لا يتكتل ويشكل بنية شبيهة بالمادة، يجب أن يكون الحقل خفيفًا جدًا بحيث يمتلك طول موجة كومبتون كبيرًا . في أبسط السيناريوهات، يمتلك حقل الجوهر حدًا حركيًا أساسيًا ، ويكون مقترنًا بالجاذبية بشكل طفيف، ولا يتضمن عمليات من الرتبة العليا في لاغرانجيانه.

لا يوجد دليل حتى الآن على وجود الجوهر الخماسي، ولم يُستبعد وجوده. ويتنبأ هذا المفهوم عمومًا بتسارع أبطأ قليلًا لتوسع الكون مقارنةً بالثابت الكوني. ويعتقد بعض العلماء أن أفضل دليل على وجود الجوهر الخماسي سيأتي من انتهاكات مبدأ التكافؤ لأينشتاين وتغير الثوابت الأساسية في المكان أو الزمان. ^{[ 53 ]} يتنبأ النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات ونظرية الأوتار بوجود الحقول القياسية ، ولكن تظهر مشكلة مماثلة لمشكلة الثابت الكوني (أو مشكلة بناء نماذج التضخم الكوني ): إذ تتنبأ نظرية إعادة التطبيع بأن الحقول القياسية يجب أن تكتسب كتلًا كبيرة.

تُثير مشكلة التزامن تساؤلاً حول سبب بدء تسارع الكون في ذلك الوقت تحديداً. فلو بدأ التسارع في وقت أبكر من الكون، لما أتيحت الفرصة لتكوّن هياكل مثل المجرات ، ولما أتيحت للحياة، على الأقل كما نعرفها، فرصة الوجود. ويرى أنصار المبدأ الأنثروبي 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 كثافة تتبع بدقة (لكنها أقل من) كثافة الإشعاع حتى يتساوى مقدار المادة والإشعاع ، مما يدفع الجوهر إلى التصرف كطاقة مظلمة، ليسيطر في نهاية المطاف على الكون. وهذا بدوره يُحدد بشكل طبيعي نطاق الطاقة المنخفضة للطاقة المظلمة. ^{[ 54 ] [ 55 ]}

في عام 2004، عندما قام العلماء بمطابقة تطور الطاقة المظلمة مع البيانات الكونية، وجدوا أن معادلة الحالة${\displaystyle \omega }$ربما يكون قد تجاوز حد الثابت الكوني${\displaystyle \omega =-1}$من الأعلى إلى الأسفل. وقد ثبتت نظرية عدم إمكانية التنفيذ التي تنص على أن هذا السيناريو يتطلب نماذج تحتوي على نوعين على الأقل من الحقول العددية. يُطلق على هذا السيناريو اسم "كوينتوم" ، وقد اقترحته مجموعة شينمين تشانغ في عام 2004. ^{[ 56 ]}

من الحالات الخاصة للجوهر الطاقة المظلمة الوهمية ، حيث تزداد كثافة طاقة الجوهر مع مرور الوقت، وجوهر الطاقة الحركية (k-essence) الذي يمتلك شكلاً غير قياسي من الطاقة الحركية، مثل الطاقة الحركية السالبة . ^{[ 57 ]} وقد تمتلك هذه الجسيمات خصائص غير عادية: فالطاقة المظلمة الوهمية، على سبيل المثال، قد تتسبب في حدوث تمزق عظيم .

جادلت مجموعة من الباحثين في عام 2021 بأن ملاحظات التوتر بين هابل و هابل قد تشير إلى أن نماذج الجوهر الخماسي ذات ثابت الاقتران غير الصفري هي النماذج الوحيدة القابلة للتطبيق. ^{[ 58 ]}

تسعى هذه الفئة من النظريات إلى وضع نظرية شاملة للمادة المظلمة والطاقة المظلمة باعتبارهما ظاهرة واحدة تُعدّل قوانين الجاذبية على مختلف المستويات. 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 ]} وهناك فئة أخرى من النظريات التي توحد المادة المظلمة والطاقة المظلمة، وهي النظريات المتغيرة للجاذبية المعدلة. تُغير هذه النظريات ديناميكيات الزمكان 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 المادة المظلمة، بل أيضًا مع المادة العادية. ومع ذلك، فإن علم الكونيات وحده لا يكفي لتقييد قوة الاقتران بين الطاقة المظلمة والباريونات بشكل فعال، لذا يجب اعتماد تقنيات غير مباشرة أخرى أو إجراء عمليات بحث مخبرية. ^{[ 62 ]} طُرحت نظرية لفترة وجيزة في أوائل العقد الثاني من القرن الحادي والعشرين مفادها أن الزيادة الملحوظة في كاشف XENON1T في إيطاليا قد تكون ناجمة عن نموذج الحرباء للطاقة المظلمة، لكن التجارب اللاحقة دحضت هذا الاحتمال. ^{[ 63 ] [ 64 ]}

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. يُعد نموذج شيڤالييه-بولارسكي-ليندر (CPL) أحد أكثر النماذج شيوعًا. ^{[ 65 ] [ 66 ]} ومن النماذج الشائعة الأخرى: باربوزا وألكانيز (2008)، ^{[ 67 ]} وجاسال وآخرون (2005)، ^{[ 68 ]} وفيتريش (2004)، ^{[ 69 ]} وأوزتاس وآخرون (2018). ^{[ 70 ] [ 71 ]}

توجد بعض الأدلة الرصدية التي تشير إلى أن الطاقة المظلمة تتناقص بالفعل مع مرور الوقت. تشير 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 مليار سنة. ^{[ 72 ] [ 28 ]} ومع ذلك، لا توجد حتى الآن بيانات كافية لاستبعاد كون الطاقة المظلمة هي الثابت الكوني.

تعتمد الأدلة على وجود الطاقة المظلمة بشكل كبير على نظرية النسبية العامة. لذا، من الممكن أن يؤدي تعديل النسبية العامة إلى إلغاء الحاجة إلى الطاقة المظلمة. توجد العديد من هذه النظريات، والبحوث جارية في هذا الشأن. ^{[ 73 ] [ 74 ]} وقد استبعد قياس سرعة الجاذبية في أول موجة جاذبية تم قياسها بوسائل غير جاذبية ( GW170817 ) العديد من نظريات الجاذبية المعدلة كتفسيرات للطاقة المظلمة. ^{[ 75 ] [ 76 ] [ 77 ]}

يذكر عالم الفيزياء الفلكية إيثان سيجل أنه على الرغم من أن هذه البدائل تحظى بتغطية إعلامية واسعة، إلا أن جميع علماء الفيزياء الفلكية المحترفين تقريباً على ثقة من وجود الطاقة المظلمة، وأن أياً من النظريات المتنافسة لا تفسر الملاحظات بنفس مستوى الدقة الذي تفسره نظرية الطاقة المظلمة القياسية. ^{[ 78 ]}

تهدف بعض البدائل للطاقة المظلمة، مثل علم الكونيات 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 قياس. على سبيل المثال، إذا كنا موجودين في منطقة من الفضاء أقل كثافة من المتوسط، فقد يُساء فهم معدل التوسع الكوني المرصود على أنه تغير في الزمن، أو تسارع. ^{[ 79 ] [ 80 ] [ 81 ] [ 82 ]} يستخدم نهج مختلف امتدادًا كونيًا لمبدأ التكافؤ لإظهار كيف يمكن أن يبدو الفضاء وكأنه يتوسع بسرعة أكبر في الفراغات المحيطة بمجموعتنا المجرية المحلية. على الرغم من ضعفها، إلا أن هذه التأثيرات، عند النظر إليها بشكل تراكمي على مدى مليارات السنين، قد تصبح ذات أهمية، مما يخلق وهم التسارع الكوني، ويجعلنا نبدو كما لو أننا نعيش في فقاعة هابل . ^{[ 83 ] [ 84 ] [ 85 ]} ثمة احتمالات أخرى، منها أن التوسع المتسارع للكون مجرد وهم ناتج عن حركتنا النسبية بالنسبة لبقية الكون، ^{[ 86 ] [ 87 ]} أو أن الأساليب الإحصائية المستخدمة كانت معيبة. ^{[ 88 ] [ 89 ]} فشلت محاولة الكشف المباشر في المختبر في رصد أي قوة مرتبطة بالطاقة المظلمة. ^{[ 90 ]}

لم تحظَ تفسيرات الطاقة المظلمة القائمة على الشك الرصدي بقبول واسع بين علماء الكونيات. فعلى سبيل المثال، سرعان ما دُحضت ورقة بحثية اقترحت أن تباين الكون المحلي قد تم تفسيره خطأً على أنه طاقة مظلمة ^{[ 91 ]} بورقة بحثية أخرى زعمت وجود أخطاء في الورقة الأصلية ^{[ 92 ]} . كما دُحضت دراسة أخرى شككت في الافتراض الأساسي القائل بأن لمعان المستعرات العظمى من النوع Ia لا يتغير بتغير عمر التجمعات النجمية ^{[ 93 ] [ 94 ]} سريعًا من قبل علماء كونيات آخرين ^{[ 95 ] .}

طُرحت نظرية أخرى تُسمى "الاقتران الكوني" لتفسير تأثيرات الطاقة المظلمة. تقوم هذه النظرية على افتراض أن الوصف المحلي للثقوب السوداء، أي مقياس كير ، يجب أن يتطابق مع وصف الكون ككل، وهو مقياس فريدمان-روبرتسون-ووكر ، كما هو مُفترض في علم الكونيات الحديث، بدلاً من افتراض أن الزمكان مسطح مكانيًا عند اللانهاية. عندئذٍ ^، نجد أن الثقوب السوداء تكتسب كتلة مع تمدد الكون. وقد قُيس معدل الزيادة ليتناسب طرديًا مع a³ ، حيث a هو عامل قياس للمادة في الكون. هذا المعدل تحديدًا يعني أن كثافة طاقة الثقوب السوداء تظل ثابتة مع مرور الوقت، مما يُحاكي الطاقة المظلمة. ^{[ 96 ] [ 97 ] [ 98 ]} في المقابل ، يُبدي بعض علماء الفيزياء الفلكية شكوكًا، ^{[ 99 ]} حيث تُشير العديد من الأبحاث إلى أن هذه النظرية عاجزة عن تفسير بعض الملاحظات الأخرى. ^{[ 100 ] [ 101 ]} تشير دراسات أخرى إلى أن الملاحظات لا تستبعد هذا النموذج، ^{[ 102 ] [ 103 ]} لكن بعض الدراسات النظرية تدعي أنه يمكن استبعاده. ^{[ 104 ]}

تُعرّف نظرية الموجات الصدمية الكونية ، التي اقترحها جويل سمولر وبليك تمبل عام 2003، الانفجار العظيم بأنه انفجار داخل ثقب أسود، مُنتجًا حجمًا متوسعًا من الفضاء والمادة يشمل الكون المرئي. ^{[ 105 ]} وتقترح نظرية أخرى ذات صلة، وضعها سمولر وتمبل وفوجلر، أن هذه الموجة الصدمية ربما تكون قد أدت إلى انخفاض كثافة الجزء الذي نعيش فيه من الكون مقارنةً بالأجزاء المحيطة به، مما تسبب في التوسع المتسارع الذي يُعزى عادةً إلى الطاقة المظلمة. ^{[ 106 ] [ 107 ]} كما يقترحون إمكانية اختبار هذه النظرية: إذ يُفترض أن يُعطي كونٌ يحتوي على طاقة مظلمة قيمةً للتصحيح التكعيبي للانزياح الأحمر مقابل اللمعان C = −0.180 عند a = a، بينما في حالة نموذج سمولر وتمبل وفوجلر البديل، يجب أن تكون قيمة C موجبة وليست سالبة. ويقدمون حسابًا أكثر دقة لنموذج الموجات الصدمية البديل الخاص بهم على النحو التالي: التصحيح التكعيبي للانزياح الأحمر مقابل اللمعان عند a = a هو C = 0.359. ^{[ 106 ]}

على الرغم من أن علم الكونيات القائم على الموجات الصدمية يُنتج كونًا "يبدو مطابقًا تقريبًا لما بعد الانفجار العظيم"، ^{[ 108 ]} فإن علماء الكونيات يرون أنه بحاجة إلى مزيد من التطوير قبل أن يُعتبر نموذجًا أكثر فائدة من نظرية الانفجار العظيم (أو النموذج القياسي) في تفسير الكون. وعلى وجه الخصوص، ولا سيما بالنسبة للبديل المقترح للطاقة المظلمة، فإنه يحتاج إلى تفسير عملية التخليق النووي للانفجار العظيم، والتفاصيل الكمية لتباينات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، وغابة ليمان-ألفا، ومسح المجرات. ^{[ 107 ]}