Ana sayfa 133. Sayı Kara enerji sorunsalı

Kara enerji sorunsalı

260
PAYLAŞ

Prof. Dr. Kerem Cankoçak

Evrenin enerji yoğunluğunun, kaynağını bilemediğimiz ama ölçebildiğimiz kara madde (yüzde 25) ve kara enerjinin (yüzde 70) dışında kalıp da tanımlayabildiğimiz kısmı yüzde 5 kadardır. Bütün bu kozmolojik verileri tutarlılık içinde açıklayabilen çeşitli fizik modelleri vardır, ancak bunlar henüz test edilmemişlerdir.

Kara enerjinin hikâyesi 1915’lere kadar uzanır. Ama o yıllarda kimse ismine kara enerji demiyordu. O yıllarda ismi kozmolojik sabitti. Einstein genel görelilik denklemlerini yazdığı sırada, diğer herkes gibi durağan ve sonsuz bir evrene inanmaktaydı. Aslında bilim tarihi boyunca sık rastladığımız bir durumdur bu: biliminsanları kimi zaman bilimsel sonuçların gösterdiklerini göz ardı edip yaygın inanışlara saplanıp kalırlar. Oysa Einstein’ın denklemleri evrenin durağan olamayacağını açıkça gösteriyordu. İşte bu yaygın inanışın doğru olduğunu varsayan Einstein, denklemlerine bir sabit ekleyerek evreni durağan hale getirdi. Sonradan “hayatımın en büyük hatası” diyeceği bu sabite de kozmolojik sabit adını verdi. Einstein kozmolojik sabiti “karşı-kütleçekim” kuvveti olarak ortaya atarak bunun diğer kuvvetlerden farklı bir şekilde, belli bir kaynaktan gelmediğini ve uzay-zamanın dokusunda saklı olduğunu öne sürdü. Uzay-zamanın içkin bir genişleme eğiliminde olduğunu, evrende var olan bütün maddelerin çekimini dengelemek için ancak bunun yapılabileceğini ve böylelikle de durağan evren sonucuna ulaşabileceğini umuyordu.

Aslında Newton zamanında bile evrenin sabit olamayacağı ortadaydı. Newton evrendeki her cismin birbirini kütleleriyle doğru orantılı ve aralarındaki mesafenin karesiyle ters orantılı olarak çektiğini söyleyen evrensel çekim yasasını keşfettiğinde, birbirini çeken yıldızların evreni içe çöktürmesi gerektiği görülüyordu. Ama ilk bakışta evrenimiz sabit gözükmekte. Hele o yıllarda evrenin Samanyolu galaksimizle sınırlı olduğu göz önüne alınırsa, bu evrende her şeyin yerli yerinde durduğu apaçık ortadaydı. Newton ve ardılları, evrenin kendi içine çökme problemini “sonsuz evren” varsayımıyla aştılar. Öyle ya, Bruno bile evren sonsuzdur dediği için yakılmamış mıydı? Kilise evrenin sonlu olduğunu söylüyordu. Böylece Newtoncılar, sonsuz bir evrende bütün cisimler birbirlerini çekecekleri için evrenin durağan kalacağını varsaydılar. Oysa bunu matematiksel olarak ispat edememişlerdi. Zaten n-cisim problemi denilen problem yüzünden 3 ve 3’ten fazla sayıdaki cisimlerin Newton denklemleriyle çözülemeyeceği biliniyordu. Tüm evrendeki yıldızların kütleçekim etkilerini hesaplamak bir yana, güneş sistemindeki gezegenlerin hepsinin birden hareketlerini hesaplamak bile imkânsızdı (hâlâ imkânsızdır). Ama evrenin sonsuzluğuna ve durağanlığına dair yaygın inanış fizikçileri 1920’lere kadar bu sorunu hasıraltı etmeye götürdü.

Genişleyen evren

1920’lerde, Einstein ve diğer fizikçilerin genel göreliliğin gösterdiği gibi durağan olmayan evren betimlemesinden kaçınmanın yollarını aradığı yıllarda, Willem de Sitter ve Alexander Friedmann gibi başka fizikçiler de durağan olmayan bir evren arayışına girdiler. Einstein’ın kütleçekimi kuramını ilk kabul eden kişilerden biri olan Hollandalı gökbilimci Willem de Sitter, 1917’de kuramı tüm evrene uyguladı, ama Einstein’ın aksine evrenin yoğunluğunun her zaman sabit kalması gerektiği konusunda ısrarcı davranmadı. De Sitter, Einstein’ın denklemlerine uyan; fakat tamamen farklı bir evren modeli keşfetti: de Sitter evreninde uzay genişliyordu. De Sitter evreninde madde yoktu, ama 1922’de Petrograd Üniversitesinden Rus gökbilimci Aleksandr Friedmann, Einstein denklemlerine uyan ve gerçek evren gibi madde parçacıkları içeren birçok evren modelleri buldu. Friedmann’ın durağan olmayan evrenleri, beş yıl sonra, Katolik bir rahipken gökbilimci olan Belçikalı Georges Lemaître tarafından yeniden keşfedildi. Frimann ve Lemaître’in evrenlerinin ortak özellikleri, küçük ve sıkıştırılmış bir durumdan, şiddetli bir genişlemeyle ortaya çıkmalarıdır. Madde parçacıkları hareket halindeyken oluşur ve o zamandan beri birbirlerinden ayrılmaktadırlar. Lemaître evrenin ilk çağlara ait dev bir atomun parçalanarak tüm cisimleri binlerce parçaya bölmesiyle oluştuğunu varsaydı. Böylelikle ilk Büyük Patlama modeli tarih sahnesine çıktı.

Tam da o yıllarda 20. yüzyılın en önemli kozmolojik gözlemi yapılmaktaydı: Edwin Hubble, 1929’da galaksilerin birbirlerinden uzaklaşmakta olduğunu gözlemledi. Bu gözlemler Einstein’ın kozmolojik sabit içermeyen genel görelilik denklemleriyle uyum içindeydi. Bulmacanın parçaları yerine oturmuştu: evrenimiz genişlemekteydi. Bugün artık biliyoruz ki, genişlediğine göre bir başlangıç noktası olan evrenin, Büyük Patlama adı verdiğimiz bu başlangıç noktası 13,8 milyar yıl kadar eskidir. Modern Kozmolojik Kurama göre noktasal bir tekillikten doğan evrende ilk saniyelerde o kadar büyük bir sıcaklık vardı ki, tüm maddeler ayırt edilemez bir “kuark çorbası” durumundaydı. Evren soğudukça madde ortaya çıktı ve bu madde önce hafif atomları, atomlar yıldızları, yıldızlar yandıkça daha ağır atomları meydana getirdi.  İlk üç dakika geçtikten sonra, evrenin sıcaklığı küçük proton ve nötron kirliliğinin çekirdek halinde birleşmesine yetecek kadar düştü

Hızlanarak genişleyen evren

1990’ların sonunda başka bir önemli keşif yapıldı: günümüzde evrenin genişleme hızı artıyordu. Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı’ndan Saul Perlmutter ve Avustralya Ulusal Üniversitesi’nden Brian Schmidt’in ekiplerindeki astronomlar, la türü süpernovaların uzaklaşma hızlarını ölçmek yoluyla evrenin yavaşlamasını ölçmeye çalışırken, genişleme hızının azalmayıp, tersine son 6 milyar yıldır arttığını buldular. Bu keşiflerine de Nobel ödülü verildi. Aslında kütleçekim evrendeki maddeyi çektiğine göre, genişlemenin yavaşlaması bekleniyordu. Oysa tam tersi çıkan bu sonuç, Einstein’ın kozmolojik sabitini tekrar gündeme getirdi. Yukarıda bahsettiğimiz gibi, kozmolojik sabit bir tür kütleçekimsel itme yaratıyordu. Kaynağı bilinmeyen bu itmeye fizikçiler kara enerji ismini verdiler.

Evrenin enerji yoğunluğunun, kaynağını bilemediğimiz ama ölçebildiğimiz bu kara madde (yüzde 25) ve kara enerjinin (yüzde 70) dışında kalıp da tanımlayabildiğimiz kısmı yüzde 5 kadardır.

Kara enerjiyi daha iyi anlamak için, genel göreliliğin bir özelliğini ele almamız gerekir. Newton’ın kütleçekim kuramında iki cisim arasındaki kuvvet yalnızca bunların kütlelerine ve aralarındaki uzaklığa bağlıdır. Genel görelilikteki durum da benzerdir ama kütleçekim alanının şiddetine yalnızca cisimlerin kütlesi (ve aralarındaki uzaklık) değil, enerji ve basınç da katkıda bulunur. Kütleçekimin kaynağı olarak basıncın varlığı ilk bakışta garip görünür. Bu noktayı biraz açalım. Deniz seviyesindeki hava basıncı santimetre kare başına yaklaşık bir kilogramdır. Peki, neden bu basıncın altında ezilmiyoruz? Çünkü aslında basınç olarak hissettiğimiz şey, mutlak basınç değil basınçtaki değişikliklerdir. Vücudumuzun içindeki basınç dışımızdakiyle aynıdır, dolayısıyla hiçbir şey hissetmeyiz. Benzer şekilde araba tekerleklerinin şişkin olma sebebi tekerleklerin içindeki hava basıncı değil, tekerleğin içindeki havanın dışındakinden daha yüksek bir basınca sahip olmasıdır. Oysa genel görelilikte kütleçekimin kaynağı olarak davranan şey basıncın kendisidir (basınç değişiklikleri değil). Maddenin yoğunluğunun kütleçekimin kaynağı olarak davranması, genel göreliliğin Newton’cı kütleçekimden daha karmaşık olduğu noktalardan biridir. Genişleyen evren modellerinde bütün bu etkiler hesaba katılmalıdır.

Böylelikle tekrar güncellik kazanan Einstein’ın kozmolojik sabitini tartışırken günümüzün fizikçileri “uzayın kendi enerjisi” veya “kara enerji” deyimlerini kullanmaya başladılar. Doğrudan göremeyeceğimiz, saydam ve amorf bir kozmolojik sabitle dolu olan uzay, hâlâ karanlık görünürdü. Einstein, kozmolojik sabitin kaynağını ve kimliğini belirlemeden bunun kütleçekimsel sonuçlarını ortaya koyabilmiş ve çok önemli bir sonuca ulaşmıştı.

Peki, evrenin genişleme hızı olan Hubble parametresini ölçüp, karesini yoğunluk ve uzay eğriliğinin birleşimini bulmak için kullandığımızda, bunun hangi kısmının yoğunluk hangi kısmının uzay eğriliği olduğunu nereden bileceğiz? Bunu bulmak için bu iki niceliği ayırmak gereklidir. Bunun için fizikçiler, eğri olmayan düz uzayda Hubble parametresinin verilen değerinde yoğunluk değerinin ne olacağını çözerek, yoğunluk ve eğrilik arasında ilişki kuran bir denklem kullanırlar. Bu yoğunluğa kritik yoğunluk (Ω) adı verilir. Böylelikle kritik yoğunluğun gerçek yoğunluğa oranını gösteren niceliğini tanımlarlar. Diğer bir deyişle, yoğunluk ve eğriliği ayırmak için ortada hiç eğrilik olmasaydı, yoğunluğun miktarının ne olacağını çözüp Ω’nın kritik yoğunluğuna bölünen gerçek yoğunluğun Ω olmasını sağlarlar ve Ω aracılığıyla eğriliği ölçerler. Uzay eğriliği sıfırsa, o zaman yoğunluk kritik yoğunluğa ve Ω 1’e eşit olur. Evrendeki maddenin miktarı sorusu “Ω ne kadar büyüktür?” sorusuna dönüşür. Galaksi kümelerinin Ω’sının 0,3’e eşit olduğu ölçülmüştür. Buna sıradan madde ve kara madde dahildir. Bu nedenle bir bütün olarak evrenin uzay eğriliğinin önemli miktarda olduğu tahmin edilebilir. Kozmik Mikrodalga Ardalan Işınımı verileriyle desteklenen ölçümlere göre Ω 1’e eşit ise, maddenin büyük bir kısmı kümelenmiş ve öbeklenmiş olmaktan ziyade evrende eşit oranda dağılmıştır; galaksilerde kümelenmemiş önemli miktarda madde vardır.

Kara enerji kozmolojik sabit mi?

1998’deki süpernova gözlemleriyle evrenin hızlanarak genişlediği anlaşılınca, evrende bu genişlemeyi sağlayan bir negatif basıncın var olması gerektiği ortaya çıkmıştır. Ω 1’e eşitse, kara enerjinin Ω’sı 0,7 olmalıdır. Diğer bir deyişle, kara enerji her ne ise, evrende geri kalan her şeyin toplamından daha fazla miktarda ondan vardır, ki bu da bizi boşluk problemine götürür. Kuantum mekaniği, her bir parçacığın çeşitli enerji durumlarında var olabileceğini ve bu durumların en düşüğünün taban durumu olduğunu belirtir. Benzer şekilde atom da en düşük enerji düzeyi durumuna sahiptir. Örneğin Hidrojen atomu için taban durumu, elektronun 13,6 volt gerilimden aldığı enerjinin çıkarılmasına eşittir (eksi 13,6 elektron volt). Boşluk için, uzayın her yerine “yayıldığı” şekliyle, enerji yoğunluğunun (hacim birim başına enerji) taban durumunu nasıl tespit ederiz? Yine kuantum fiziğine göre, boşluğun gerçekte boş olmadığını, onun yerine ansızın var olup yok olan hayali parçacık çiftlerinden oluştuğunu unutmayalım. Göreliliğe göre fizik yasaları hızdan ve gözlemciden bağımsızdır. Dolayısıyla evren onun ölçümünü yapanın nasıl hareket ettiğinden bağımsız olarak aynı şekilde işler. Boşluğun taban durumu da bu özelliğe sahip olduğuna göre, bütün gözlemcilere aynı şekilde görünmesi gerekir. Boşluğun bir enerjisi varsa, o zaman bu enerjiye negatif basınç eşlik etmek zorundadır. Fizikçiler boşluğun tam olarak Einstein’ın kozmolojik sabiti gibi davranmak zorunda olduğu saptadılar. Ancak bu kuramlar, o sabitin ne kadar büyük olacağını söylemiyor; dolayısıyla boşluğun kendisinin kara enerji olduğunu söylemek zor. Yine de bu kozmolojik sabitin boşluğun enerji yoğunluğu olarak kavranması kara enerji ismini ortaya çıkartmıştır.

Kozmolojik sabitin itici karşı kütleçekim özellikleri, tam olarak evrenin gözlemlenen genişlemesini açıklamak için gerekli şeydir. Fizikçiler kozmolojik sabitin boyutuna dair bir tahminde bulunmak için boyutsal çözümleme kullanırlar. Boyutsal çözümleme fiziğin çok genel ve oldukça güçlü bir aracıdır. Ancak, Newton’un kütleçekim sabiti G, ışık hızı c ve Planck sabiti h’in enerji yoğunluğu birimlerine sahip tam olarak tek bir birleşimi olduğundan, kozmolojik sabitinin bu değere sahip olduğu tahmininde bulunan fizikçiler büyük hayal kırıklığına uğramışlardır. Hesaplanan bu değerin gözlemlenen kara enerji yoğunluğunun yaklaşık 10120 katı olduğu ortaya çıkmıştır. Bu, muhtemelen fizik tarihindeki en gösterişli boyutsal çözümleme başarısızlığıdır. Boyutsal çözümlemenin gösterişli başarısızlığı kara enerji fiziğinin önemli bir parçasını henüz anlayamadığımıza işaret eder.

Günümüzde kozmolojiyle uğraşan fizikçilerin çözmesi beklenen en önemli problemlerden biri ya saptanan kozmolojik sabitin neden aşırı derecede küçük bir değerde olduğunu açıklamak ya da kozmolojik sabitten farklı bir kara enerji kuramı bulmaktır. Çeşitli kuramlar sunulmuştur, fakat onlardan herhangi birinin diğerlerinden veya basit kozmolojik sabitten daha geçerli olup olmadığı açık değildir.

Öte yandan kara madde ile kara enerji yoğunluklarının karşılaştırmasından ilginç bir sonuç ortaya çıkar. Kara enerji, kara madde yoğunluğunun iki katından biraz fazla bir yoğunluğa sahiptir. Eğer kara enerjinin kozmolojik sabit olduğunu varsayarsak, o zaman kara enerjinin yoğunluğu değişmez. Oysa evrenin genişlemesi kara madde parçacıklarını seyreltir ve yoğunluklarının azalmasına neden olur. Er geç evren, kara madde (ve sıradan madde) yoğunluğunun kara enerji yoğunluğunun çok küçük bir kesri olmasına yetecek kadar genişleyecektir. Öte yandan, evrenin ilk dönemlerinde kara enerji yoğunluğu kara madde yoğunluğunun çok küçük bir kesri olmuştur. Bu nedenle görünen o ki, evrenin tarihinde çok özel bir zamanda, ne kara maddenin ne kara enerjinin göz ardı edilemeyeceği bir devirde yaşıyoruz. Bu sadece açıklaması olmayan bir rastlantı olabilir; fakat bu rastlantıyı açıklayan bir kara enerji teorisinin bulunacağına dair kesinlikle ümitli de olabiliriz.

Kara enerji araştırmaları

Kara enerjinin astronomlar tarafından saptanması çok daha zordur, çünkü kütleçekim altında kümeleşemezler. Dolayısıyla kara enerjinin varlığını algılamanın tek yolu evrenin çok büyük bölgeleri üzerindeki itici kütleçekim etkisini ölçmektir. Yeryüzüne ve balonlara konuşlandırılmış kozmik mikrodalga ardalan ışınım ölçümleri, WMAP ve Planck gibi uydulardan alınan veriler, ışığın uzayın eğriliği tarafından etkilenmediğini göstermiştir; diğer bir deyişle uzay düzdür. En basit açıklama evrenin saydam, görünmeyen, düzgün dağılmış bir enerji formuyla dolu olduğudur, bu nedenle kümelenmiş maddenin toplamında yer almamaktadır. Kümeleşmeden kaçınmak için, kara maddeden tamamen farklı olan bu bilinmeyen enerji tipi kütleçekimsel olarak itici olmalıdır.

Evrenin enerji yoğunluğunun, kaynağını bilemediğimiz ama ölçebildiğimiz bu kara madde (yüzde 25) ve kara enerjinin (yüzde 70) dışında kalıp da tanımlayabildiğimiz kısmı yüzde 5 kadardır. Bütün bu kozmolojik verileri tutarlılık içinde açıklayabilen çeşitli fizik modelleri vardır, ancak bunlar henüz test edilmemişlerdir. Günümüzde parçacık fiziğinin ve kozmolojik araştırmaların temel uğraş alanlarından biri de kara madde ve kara enerji kaynaklarını belirleyebilmek ve tutarlı bir kuramsal model çerçevesinde bunların birbirlerine oranlarını hesaplamaktır. Kara madde ile karanlık enerjinin birbirlerine oranları aynı zamanda evrenin gelecekteki tarihi hakkında da bilgi vermektedir. Eğer kara enerji baskın olursa evren “büyük parçalanma” ile son bulacak, eğer kara madde daha yüksek oranda çıkarsa evren kendi içine çökecek, son olarak bunların oranı birbirlerini dengeleyecek şekilde çıkarsa evren “düz evren” olarak adlandırılan bir süreçte, günümüzdeki gibi hızlanmaya devam edecektir. İşte bu kuramların bazılarının testi yine LHC deneylerinde gerçekleşecektir.

Standart kozmoloji ve alternatifler

Kara madde ve kara enerjinin standart kozmolojide oynadığı rol çok önemlidir. 1960’larda kozmik mikrodalga ardalan ışınımının keşfedilmesinden sonra, ilk olarak 1920’li yıllarda Rus matematiksel fizikçi Alexander Friedmann ve Belçikalı kozmolog Georges Lemaitre tarafından, Einstein’in kütleçekim kuramına dayalı olarak önerilen ve 1940’lı yıllarda George Gamow ve meslektaşları tarafından geliştirilen sıcak büyük patlama modeli, neredeyse tüm kozmologlar tarafından kabul gördü. Ancak modelde bazı sorunlar vardı. Özellikle evrenin her tarafının neden aynı sıcaklıkta olduğunu açıklamada zorlanıyorlardı. Buna çözüm 1980’lerde Alan Guth’un şişme modeliyle geldi. Büyük patlamadan hemen sonra evren çok hızlı olarak genişlemişti (şişme modeli). Öte yandan kozmologlar, galaksi kümelerinin gözlenen hareketlerini ve evrendeki büyük ölçekli yapıların şeklini açıklamak için gerekli olan kara maddeyi ileri sürmek zorunda kaldılar. Dolayısıyla kara madde ve kara enerji günümüz standart kozmolojisinde vazgeçilmez bir elemandır. Ancak alternatif kozmolojik modeller üzerine de çalışmalar devam ediyor. Bunlardan en popüleri olan Turok ve Steinhardt’ın çok boyutlu döngüsel evren kozmolojisi. Döngüsel evren, galaksilerin, yıldızların ve yaşamın neredeyse en son meydana gelen büyük patlamadan çok önce defalarca ortaya çıktığı ve kendini gelecekte döngüsel olarak tekrarlayacağı bir evrendir.

Bu model şişme dönemine gerek duymaz, çünkü uzay, bir diğer büyük patlamadan önce ve her galaksi oluşum döngüsünden sonra, doğal olarak kendiliğinden düz hale gelir. Şişme modelinden farklı olarak döngüsel model, sıcaklık ve yoğunluğun sınırsız olduğu bir tekilliği içermez. Bunun yerine büyük patlama anı, tamamen fizik yasaları kullanılarak tanımlanabilir. “Büyük Patlama” anından (aslında ortada bir patlama yoktur) önce uzay düzleşmiştir ve kara maddenin bozunmasıyla oluşan düzgün enerji dağılımıyla doludur ve bu enerjinin bir kısmı, çok yüksek sıcaklıklarda düzgün olarak dağılan madde ve ışınıma dönüşür. Büyük patlamadan önce ve sonra uzayın dokusu el değmemiş olarak kalır, enerji yoğunluğu her zaman sonludur ve zaman düzgün bir şekilde ilerler. Daha sonraki ışınımın baskın olduğu dönemde, tıpkı şişme modelinde olduğu gibi, madde ve karşı-madde parçacıkları arasındaki ufak farklılıklar sıcak plazmada maddenin karşı-maddeye baskın gelmesine neden olur. Evren soğudukça karşı-madde ve madde parçacıkları birbirlerini yok eder ve geriye sadece bir ışınım denizi içindeki madde parçacıkları kalır. Büyük patlamadan saniyenin milyonda biri kadar sonra kuarklar birleşerek proton ve nötronları oluştururlar; yaklaşık bir saniye sonra ise proton ve nötronlar da birleşerek helyum ve diğer hafif elementlerin çekirdeklerini oluşturur.

Döngüsel modelde kara enerji önemli bir rol oynar. Madde ve ışınım bir kez seyreldiğinde kara enerji baskın hale gelir ve evrenin genişlemesini ivmelendirir. Galaksilerin, yıldızların, tozun, moleküllerin ve atomların önemli ölçüde seyrelerek evren, kozmik evrenin daha önceki herhangi bir döngüden arta kalan birkaç izin olduğu değişmez, boş bir duruma yaklaşır. Ancak ivmelenen genişleme sonsuza dek devam etmez; eğer devam etseydi, bir döngü asla sona ermezdi. Döngüsel modelde kara enerji bozunmaktadır. Trilyonlarca yıllık bir döngünün ardından kara enerjinin fiziksel özellikleri, genişlemenin yavaşladığı, sonunda durduğu ve çok hassas bir büzülmeye neden olan bir dönüşüme maruz kalacaktır. Kara enerjinin yavaş ve düzgün bir şekilde bozunduğunu kabul edersek, oldukça ilginç sonuçlara ulaşırız.

Her döngü boyunca kara enerjinin dönüşümü, gerilmiş ve daha sonra serbest bırakılmış bir yaydaki enerji gibidir. Büyük patlamadan kısa bir süre sonra, kara enerji, tıpkı gerilmiş bir yayda depo edilen enerjiye benzer olarak, büyük bir oranda “potansiyel” enerji olarak var olur. Madde ve ışınımın enerji yoğunluğu evren genişledikçe seyrekleşir, kara enerji yoğunluğu neredeyse sabit kalır. Kara enerji yoğunluğu, madde ve ışınımı nihai olarak geride bıraktığında, kütleçekimsel etkisi hâlâ ilk andaki gibi evrenin genişlemesini hızlandıran bir potansiyel enerji formundadır. Trilyonlarca yıl sonrasında kara enerji, gerilmiş yayın serbest bırakıldığı andakine benzer bir değişime maruz kalarak, potansiyel ve kinetik enerjinin bir karışımına dönüşür. Aynı zamanda uzay üzerindeki kütleçekimsel etkisi terse döner. Evrenin genişlemesi yavaşlar ve sonuçta hassas bir büzülmeye dönüşür. Sonra kara enerji çok büyük basınca sahip bir gaz özelliği kazanır ve bunun sonucunda uzay boyunca homojen bir şekilde dağılır. Kâğıt üzerinde birçok probleme açıklama getiren bu modelin ne yazık ki yakın zamanda test edilebilme olanağı bulunmuyor.