Ένα σκοτεινό μέλλον για την κοσμολογία

Άρθρο, Δεκέμβριος 2007

Ακόμη και με τις πολλές παρατηρήσεις που προγραμματίζονται για την επόμενη δεκαετία, υπάρχει μια πραγματική πιθανότητα να μην καταλάβουμε ποτέ την αληθινή φύση της σκοτεινής ενέργειας.

Η ανακάλυψη πριν 10 χρόνια ότι η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται, κάτι που υπονοεί ότι το μεγαλύτερος μέρος του σύμπαντος αποτελείται από μια βαρυτική απωστική ουσία που τη λέμε σκοτεινή ενέργεια, ήταν μία από τις βαθύτερες μέχρι τώρα παρατηρήσεις στην κοσμολογία. Πολλοί θεωρητικοί είχαν υποστηρίξει πριν μερικά χρόνια ότι πρέπει να υπάρχει μια ουσία παρόμοια με τη σκοτεινή ενέργεια  - ο λόγος είναι ότι μια τέτοια ουσία θα μπορούσε να εξομαλύνει τις ασυνέπειες σε, παραδείγματος χάριν, μετρήσεις της πυρηνοσύνθεσης της Μεγάλης Έκρηξης και της ηλικίας του σύμπαντος. Αλλά η άμεση παρατήρηση της κοσμικής επιτάχυνσης με τη βοήθεια των μετρήσεων των απόμακρων υπερκαινοφανών, έδειξε σε ολόκληρη την επιστημονική κοινότητα ότι η κατανόηση της κοσμικής εξέλιξης θα απαιτούσε μια σημαντική αναθεώρηση των απόψεων μας.

Αμυδρή προοπτική

Δεν έχουμε καμία εξήγηση για την πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας που να βασίζεται στις θεμελιώδεις θεωρίες της φυσικής σωματιδίων. Επειδή οι αρχικές συνθήκες του Κόσμου μας καθορίστηκαν πιθανώς από τέτοιους θεμελιώδεις νόμους, το να κατανοήσουμε τι είναι η σκοτεινή ενέργεια θα μας βοηθήσει αναμφισβήτητα να γνωρίσουμε καλύτερα τις πρώτες στιγμές της Μεγάλης Έκρηξης. Γι' αυτό είναι τόσο συναρπαστικό να δοκιμάσουμε να λύσουμε το μυστήριο και της προέλευσης και της φύσης αυτής της εξωτικής μορφής ενέργειας, που φαίνεται να διαπερνά το κενό διάστημα.

Το πρόβλημα, εντούτοις, είναι ότι είναι αρκετά πιθανό ότι οι μελλοντικές παρατηρήσεις - που περιορίζονται και από τις πειραματικές αβεβαιότητες και από την έλλειψη οποιασδήποτε θεωρητικής καθοδήγησης σχετικά με αυτά που πρέπει να ψάξουμε - θα ρίξουν λίγο φως σε αυτές τις πολύ σημαντικές ερωτήσεις. Αντίθετα, μπορούμε να χρειαστούμε νέες θεωρητικές ιδέες για να επιλύσουμε τη φύση της σκοτεινής ενέργειας, και αυτές είναι συχνά πιο δύσκολο να έρθουν από ό,τι οι νέες παρατηρήσεις.

Παράλογη πρόβλεψη

Αν και δεν έχουμε μια θεωρία που να μας επιτρέπει να προβλέψουμε την παρατηρηθείσα τιμή της πυκνότητας της σκοτεινής ενέργειας, έχουμε έναν πιθανό υποψήφιο για την προέλευσή της: την κοσμολογική σταθερά. Η κοσμολογική σταθερά προτάθηκε από τον Αϊνστάιν το 1917 ως πρόσθετος όρος στις εξισώσεις της γενικής σχετικότητάς του για να μπορέσει να κάνει ένα στατικό και αιώνιο Κόσμο (που ήταν η επικρατούσα άποψη εκείνη την εποχή), η κοσμολογική σταθερά είναι μια μορφή "ενάντια στη βαρύτητα" που διαπερνά όλο το διάστημα.

Από τη δεκαετία του '60, εντούτοις, ένας τέτοιος σταθερός όρος είχε μια εναλλακτική θεωρητική υποστήριξη. Η κβαντομηχανική, συνδυασμένη με τη σχετικότητα, υπονοεί ότι το κενό διάστημα είναι γεμάτο χυλό εικονικών σωματιδίων που αναδύονται και εξαφανίζονται τόσο γρήγορα που δεν μπορούμε άμεσα να τα ανιχνεύσουμε. Εντούτοις, αυτά τα σωματίδια αφήνουν μια μετρήσιμη σφραγίδα σε οτιδήποτε, από το διάστημα μεταξύ των επιπέδων της ενέργειας των ατόμων έως τη δύναμη Casimir,  που έλκει μεταλλικές πλάκες που βρίσκονται πολύ κοντά η μία στην άλλη.

Οι μετρήσεις μπορεί να μην μας αποκαλύψουν αν η σκοτεινή ενέργεια μπορεί να εξηγηθεί με την κοσμολογική σταθερά

Μπορεί να περιμένουμε ότι αυτά τα εικονικά σωματίδια να συνεισφέρουν μια ενέργεια στο κενό διάστημα, που θα κατέληγε σε έναν ταυτόσημο όρο με την αρχική κοσμολογική σταθερά του Αϊνστάιν, και που θα οδηγούσε στην συμπαντική άπωση και ως εκ τούτου σε έναν επιταχυνόμενο Κόσμο. Αυτή η μορφή της "κενής ενέργειας" είναι βαρυτικά απωστική επειδή κατέχει μια αρνητική πίεση που είναι ίση και αντίθετη σε τιμή με την ενεργειακή πυκνότητά της. Με άλλα λόγια, ο λόγος της πίεσης προς την ενεργειακή πυκνότητα - που ονομάζεται παράμετρος w της 'καταστατικής εξίσωσης' , έχει τιμή -1.

Μια τέτοια θεμελιώδης, μικροσκοπική εξήγηση για τη σκοτεινή ενέργεια είναι ακριβώς αυτό που ψάχνουν οι κοσμολόγοι. Αλλά υπάρχει μια τεράστια απάτη: όταν προσπαθούμε να υπολογίσουμε το μέγεθος της ενέργειας του κενού που να βασίζεται στην τρέχουσα γνώση μας στη στοιχειώδη σωματιδιακή φυσική, παίρνουμε μια τιμή που είναι 120 μεγέθη μεγαλύτερη από την υπολογισμένη αξία! Αυτό σημαίνει ότι εάν η σκοτεινή ενέργεια αντιστοιχεί σε μια κοσμολογική σταθερά που να προκύπτει από μια διαφορετική από το μηδέν ενέργεια του κενού, τότε κάτι εκεί είναι πλήρως λανθασμένο με τη γνώση που έχουμε για τη φυσική σωματιδίων. Αφ' ετέρου, η πηγή της σκοτεινής ενέργειας μπορεί να μιμηθεί μια κοσμολογική σταθερά αυτή την περίοδο μόνο, και μπορεί στην πραγματικότητα να είναι κάτι πιο πιο περίπλοκο που να μεταβάλλεται ως συνάρτηση του χρόνου. Πράγματι, θα μπορούσε μια τέτοια πηγή σκοτεινής ενέργειας να εξαφανιστεί εντελώς σε κάποιο χρόνο στο μέλλον, γεγονός που υπονοεί ότι η θεμελιώδης ενέργεια του κενού της φύσης είναι ακριβώς μηδέν. Θα μπορούσαμε έπειτα να κατανοήσουμε ότι μια τέτοια τιμή οφείλει, ίσως, σε μερικές νέες συμμετρίες της φύσης να εξουδετερώνει ακριβώς τις συνεισφορές όλων των εικονικών σωματιδίων.

Αλλά εκεί βρίσκεται και η δυσκολία. Ο μόνος τρόπος που μπορούμε να καθορίσουμε από τις παρατηρήσεις ότι η σκοτεινή ενέργεια δεν είναι μια κοσμολογική σταθερά είναι να μετρήσουμε κάπως την παράμετρο w της καταστατικής εξίσωσης της, και να διαπιστώσουμε ότι δεν είναι, ή δεν ήταν ποτέ, ίση με -1. Εάν η υπολογισμένη τιμή είναι δυσδιάκριτη από την τιμή -1, εντός των πειραματικών αβεβαιοτήτων, τότε δεν θα έχουμε μάθει τίποτα επειδή η σκοτεινή ενέργεια μπόρεσε είτε να είναι μια κοσμολογική σταθερά είτε κάτι άλλο λιγότερο (ή περισσότερο) εξωτική που συμπεριφέρθηκε παρόμοια με την κοσμολογική σταθερά. Οι παρατηρητικές προκλήσεις στη διάκριση μεταξύ αυτών των σεναρίων αποθαρρύνουν στο έπακρο.

Σημείωση: η ποσότητα ή παράμετρος w ισούται με  p_dark/ρ_dark, όπου p_dark είναι η μέση πίεση και ρ_dark είναι η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας στο σύμπαν. Η νέα αυτή ποσότητα είναι παρόμοια με την καταστατική εξίσωση ενός αερίου. 

Η πρόκληση της παρατήρησης

Τα υπάρχοντα στοιχεία δείχνουν ότι η παράμετρος w κυμαίνεται -1,2 < w < -0,8, που σημαίνει ότι ξέρουμε ότι η w είναι πολύ κοντά στην τιμή της κοσμολογικής σταθεράς -1. Επειδή δεν έχουμε καμία θεωρία για να μας καθοδηγήσει εάν η w αποκλείεται να μην είναι ίση με -1, είτε σήμερα είτε πιο νωρίς στην κοσμική ιστορία, πρέπει να επιτρέψουμε τη δυνατότητα η παράμετρος w να μεταβάλλεται αυθαίρετα με το χρόνο. Όταν αυτή η θεωρητική αβεβαιότητα συνδυάζεται με την πιθανή συστηματική αβεβαιότητα των παρατηρήσεων - για παράδειγμα να οφείλεται στις δυσκολίες στον καθορισμό της απόλυτης φωτεινότητας των υπερκαινοφανών - είναι πολύ δύσκολο να πούμε εάν η καταστατική εξίσωση w της σκοτεινής ενέργειας παρέκκλινε πραγματικά από το -1 οποιαδήποτε στιγμή κατά το παρελθόν.

Στις αρχές του τρέχοντος έτους ο Lawrence Krauss, μαζί με τους Dragan Huterer στο πανεπιστήμιο του Σικάγου και Kate Jones-Smith του Πανεπιστημίου Case Western Reserve, υπολόγισαν ότι ακόμα κι αν 3.000 παρατηρήσεις σουπερνοβών έγιναν με μια ακρίβεια μέτρησης ελαφρώς καλύτερη από οποιαδήποτε είναι δυνατή, τότε οι περιορισμοί στην τιμή μπορεί να βελτιωθούν το πολύ-πολύ κατά έναν παράγοντα 2 μόλις ενσωματωθεί η θεωρητική αβεβαιότητα στο W. Με άλλα λόγια, έχουμε -1,1 < w < -0,9 (New J. Phys. 9 141).

Αλλά πέστε, χάριν του επιχειρήματος, ότι η αληθινή τιμή της παραμέτρου της καταστατικής εξίσωσης είναι w = -0.96. Τότε, ακόμα κι αν είμαστε σε θέση να βελτιώσουμε την υπάρχουσα αβεβαιότητα στην παράμετρο W κατά έναν παράγοντα 10 χρησιμοποιώντας διάφορες τεχνικές πέρα από το να μετρήσουμε τους απόμακρους υπερκαινοφανείς, μια τιμή του w = -1 θα είναι μόνο δύο τυπικές αποκλίσεις μακριά από την καλύτερη κατάλληλη τιμή (που μπορεί να μην αντιστοιχεί ακόμη και σε w = -0,96). Δυστυχώς, τέτοια διαστήματα εμπιστοσύνης εμφανίζονται συνήθως στη φυσική και, ενώ είναι δελεαστικά, δεν είναι επαρκή για να ισχυριστούμε ότι κάναμε μια ανακάλυψη.

Αυτό δεν σημαίνει ότι πρέπει να σταματήσουμε τις προσπάθειες να μετρήσουμε την παράμετρο w. Απλώς σημαίνει ότι οι παρατηρητές θα πρέπει να δουλέψουν πολύ σκληρά για να μειώσουν τις συστηματικές αβεβαιότητες, παραδείγματος χάριν, στις μετρήσεις των σουπερνοβών κάτω από τα τρέχοντα επίπεδα. Όμως μπορεί να είναι πέρα από την πειραματική μας ικανότητα να απαντήσουμε στο ζήτημα, εάν η σκοτεινή ενέργεια είναι μια κοσμολογικό σταθερά ή κάτι άλλο τελικά.

Ένας πολύ ειδικός χρόνος

Εάν δεν μπορέσουμε να απαντήσουμε στο τι είναι η κοσμολογική σταθερά, τότε δεν θα μπορούμε να αλλάξουμε τα μοντέλα στη θεμελιώδη σωματιδιακή φυσική, επειδή δεν θα ξέρουμε εάν η σκοτεινή ενέργεια οφείλεται στην ενέργεια του κενού ή σε κάτι άλλο. Αλλά με τέτοια άγνοια θα είναι επίσης δύσκολο να προβλέψουμε το μακροπρόθεσμο μέλλον του Κόσμου. Πράγματι, εάν η σκοτεινή ενέργεια είναι μια κοσμολογική σταθερά, τότε οι επιστήμονες σε 100 δισεκατομμύρια περίπου χρόνια από τώρα θα χάσουν όλα τις αποδείξεις ότι ζούνε σε έναν διαστελλόμενο Κόσμο που εξουσιάζεται από τη σκοτεινή ενέργεια. Κι αυτό θα γίνει επειδή έως τότε η κοσμική επιτάχυνση θα έχει αναγκάσει τους απόμακρους γαλαξίες και τις σουπερνόβες να απομακρύνονται με ταχύτητες μεγαλύτερες από την ταχύτητα του φωτός, και με αυτόν τον τρόπο δεν θα βλέπουν πια μπροστά τους γαλαξίες, που είναι οι δείκτες της κοσμικής εξέλιξης.

Επομένως φαίνεται ότι ζούμε σε έναν πολύ ειδικό χρόνο, δηλαδή το μόνο χρόνο στην ιστορία του Κόσμου που μπορεί πραγματικά να είμαστε σε θέση να συμπεράνουμε την ύπαρξη της ίδιας της σκοτεινής ενέργειας. Ίσως, επομένως, δεν πρέπει να αισθανθούμε άσχημα εάν οι παρατηρήσεις στις ερχόμενες δεκαετίες δεν μας επιτρέψουν να ξεμπερδέψουμε το μυστήριο της φύσης και της προέλευσης της σκοτεινής ενέργειας. Τελικά, είναι συχνά τα ίδια τα μυστήρια που αναγκάζουν τους επιστήμονες, και τους θεωρητικούς να συνεχίσουν να σκέπτονται για την τελευταία φύση της πραγματικότητας και τους παρατηρητές να αναζητήσουν τα νέα εργαλεία για να τα εξετάσουν.

Άρθρο του Lawrence Krauss (αριστερά), διευθυντή στο Κέντρο Μελετών και Ερευνών στην Κοσμολογία και Αστροφυσική στο Πανεπιστήμιο Case Western Reserve.

Αρνητική πίεση

Ένα από τα μεγαλύτερα μυστήρια της κοσμικής επιτάχυνσης είναι ότι υπαινίσσεται την ύπαρξη μιας ουσίας που προκαλεί μια βαρυτική άπωση. Για να εξετάσουμε αυτήν την παράξενη ιδιότητα της σκοτεινής ενέργειας βοηθάει η εισαγωγή της παραμέτρου w = p_dark/ρ_dark, όπου p_dark είναι η μέση πίεση και ρ_dark είναι η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας στο σύμπαν. Η νέα αυτή εξίσωση είναι παρόμοια με την καταστατική εξίσωση ενός αερίου. 

Στη Γενική Σχετικότητα, ο ρυθμός μεταβολής της κοσμικής διαστολής είναι ανάλογος με την ποσότητα:  -(ρ_total + 3p_total), όπου ρ_total είναι η πυκνότητα όλης της ύλης και της ενέργειας του σύμπαντος και p_total είναι η αντίστοιχη πίεση.

Για να έχουμε όμως επιταχυνόμενη διαστολή πρέπει η ποσότητα αυτή να είναι θετική. Αφού η πυκνότητα ρ_total είναι θετική ποσότητα, και η μέση πίεση που οφείλεται στη συνηθισμένη ύλη και τη σκοτεινή ύλη από κοινού, είναι αμελητέα γιατί είναι ψυχρή και συνεπώς μη σχετικιστική, φτάνουμε στην απαίτηση ότι η ποσότητα  3w x ρ_dark + ρ_total < 0 για μια επιταχυνόμενη διαστολή του σύμπαντος. Τέλος, επειδή ρ_dark ~ 2/3*ρ_total, βρίσκουμε ότι  w < -1/2, κι έτσι η πίεση της σκοτεινής ενέργειας δεν είναι μια μικρή αρνητική ποσότητα, αλλά μεγάλη και αρνητική! 

Γιατί όμως η πίεση να επηρεάζει τη διαστολή του σύμπαντος;

Ο Einstein έδειξε ότι η ύλη και η ενέργεια καμπυλώνουν τον χωροχρόνο. Έτσι λοιπόν για ένα θερμό αέριο, οι άτακτες κινήσεις των ατόμων συμβάλλουν στη βαρυτική έλξη τους, όπως αυτή προσδιορίζεται από την επιτάχυνση μακρινών σωματιδίων υποθεμάτων. Όμως οι δυνάμεις που απαιτούνται για να περιορίσουμε ή να απομονώσουμε το θερμό αέριο είναι αντίθετες προς αυτή την πίεση του αερίου. Το σύμπαν, από την άλλη πλευρά, δεν είναι ούτε περιορισμένο ούτε απομονωμένο. Η διαστολή του σύμπαντος που είναι γεμάτο με θερμά αέρια, επιβραδύνεται από την ελκτική δύναμη της δικής του βαρύτητας, πιο πολύ από ένα σύμπαν που είναι γεμάτο με την ισοδύναμη ενέργεια ενός ψυχρού αερίου χωρίς πίεση. Και με την ίδια λογική, ένα μέσον που επιτρέπει αρνητική πίεση έτσι ώστε ρ_total + 3p_total < 0, θα διαστέλλεται πιο γρήγορα, με τις δικές του απωστικές δυνάμεις αντιβαρύτητας. 

Όμως, δεν υπάρχει κατώτατο όριο για την πίεση στο σύμπαν, αν και αρχίζουν να συμβαίνουν παράξενα πράγματα καθώς μειώνεται η τιμή του w κάτω από την τιμή -1 (μια απομονωμένη συγκέντρωση από τέτοιο υλικό θα έμοιαζε να έχει αρνητική μάζα, πράγμα που είναι ότι ακριβώς θα χρειαζόταν κάποιος για να διανοίξει μια σκουληκότρυπα. Όμως, οι πιο πολλές προταθείσες μορφές σκοτεινής ενέργειας μπορούν να προκαλούν μόνο μια μικρή παραμόρφωση στο χώρο, και ακόμη και τότε μόνο σε αποστάσεις πολύ μεγαλύτερες από τις διαστάσεις των γαλαξιών, κι έτσι γίνεται πολύ δύσκολη η εκμετάλλευση των ιδιοτήτων τους. Ένα πράγμα όμως είναι βέβαιο: Τέτοιες ισχυρά αρνητικές πιέσεις δεν συμβαίνουν για τα συνηθισμένα σωματίδια και πεδία στη γενική σχετικότητα.

Οι λεπτομερείς παρατηρήσεις οδηγούν σε κάποιους περιορισμούς για τις παραμέτρους της σκοτεινής ενέργειας, μεγαλύτερους οπωσδήποτε από αυτούς που αναφέραμε πιο πάνω. Όταν οι προβλέψεις των διαφόρων θεωρητικών μοντέλων συνδυαστούν με τις καλύτερες μετρήσεις μας της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου, τις συγκεντρώσεις των γαλαξιών και τις αποστάσεις των σούπερ νόβα, βρίσκουμε ότι  0.62 < Ω_dark < 0.76, όπου Ω_dark = ρ_dark/ρ_critical, και -1.3 < w < -0.9 .

Σκοτεινή ενέργεια: οι ύποπτοι

• Κοσμολογική σταθερά (παράμετρος w = -1)
Εισήχθη αρχικά από τον Albert Einstein, και αργότερα υποστηρίχτηκε από τον Yakov Zel'dovich ότι η κβαντική ενέργεια του κενού θα παρήγαγε μια σταθερή πυκνότητα ενέργειας και πίεση. Οι θεωρητικές προβλέψεις όμως, δίνουν μια κοσμολογική σταθερά που είναι 120 τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη από την παρατηρούμενη τιμή. Ανεξάρτητα από την κοσμολογία, η κβαντική ενέργεια του κενού, υπάρχει. Αν η κοσμική συνεισφορά της είναι πράγματι μηδέν ή έχει μια τελείως συγκεκριμένη τιμή, είναι μια από τις ανοιχτές προκλήσεις της φυσικής. 

• Πεμπτουσία (παράμετρος w > -1)
Ένας τύπος ενέργειας με αρνητική πίεση που μεταβάλλεται στο χώρο και το χρόνο. Η πεμπτουσία είναι δυναμικό μέγεθος, αντίθετα προς την κοσμολογική σταθερά, και η μέση ενεργειακή πυκνότητα και πίεση ελαττώνονται αργά με τον χρόνο. Το χαρακτηριστικό αυτό μπορεί να βοηθήσει στην εξήγηση της ξαφνικής έναρξης της κοσμικής επιτάχυνσης. Η πεμπτουσία θεωρείται ως βαθμωτό πεδίο και προβλέπει διάφορες διεγέρσεις που αντιστοιχούν σε σωματίδια με μάζες περίπου 10^-33 eV. 

• Άλλου τύπου ενέργεια κενού (παράμετρος w < -1)
Εκτός αν είμαστε θύματα μιας συνομωσίας συστηματικών φαινομένων, η περίπτωση  w < -1 είναι σημάδι πραγματικά εξωτικής φυσικής. Σε κάποιο μοντέλο, τα κβαντικά φαινόμενα ενός πεδίου που μοιάζει με την πεμπτουσία, μας οδηγεί σε τροποποιήσεις της γενικής σχετικότητας, ενώ άλλα μοντέλα δείχνουν ότι η πυκνότητα της σκοτεινής ενέργειας αυξάνεται πραγματικά με τον χρόνο, προκαλώντας πιθανόν τελικά ένα καταστροφικό "Μεγάλο Σχίσμα". Άλλες νέες ιδέες περιλαμβάνουν ένα εξωτικό πεδίο που προκαλεί μια επιτάχυνση σαν αυτή της κοσμολογικής σταθεράς, αλλά μεταβάλλεται στον χώρο. 

• Τροποποίηση της Γενικής Σχετικότητας
Πολλές προσπάθειες έχουν γίνει για να τροποποιηθεί η θεωρία της Γενικής Σχετικότητας του Einstein, και συνεπώς να αποφευχθεί η ανάγκη για μια εξωτική ύλη που θα προκαλεί την επιτάχυνση της διαστολής. Ενώ μερικές από αυτές δεν ξεχωρίζουν εύκολα από την πεμπτουσία, πολλές προβλέπουν παραβιάσεις της αρχής της ισοδυναμίας (η οποία είναι η βάση της Γενικής Σχετικότητας) ή αποκλίσεις από το παγκόσμιο δυναμικό της βαρύτητας που θεωρούμε ότι είναι ανάλογο του 1/r.

Στο καλύτερα γνωστό μοντέλο (το 1ο μοντέλο) η "κοσμολογική σταθερά Λ" στις διάσημες εξισώσεις του Einstein αντιστοιχεί στην ενέργεια και την πίεση του συμπαντικού κβαντικού κενού, και είναι σταθερή στο χώρο και στο χρόνο. Στο μοντέλο αυτό η τιμή της παράμετρος w είναι -1.

Στο 2ο δημοφιλές μοντέλο, το μοντέλο της πεμπτουσίας (quintessence), η σκοτεινή ενέργεια συνδέεται με ένα συμπαντικό κβαντικό πεδίο που μεταβάλλεται αργά - αργά προς κάποια τελική κατάσταση. Εδώ η ενεργειακή πυκνότητα και η πίεση της σκοτεινής ενέργειας μειώνονται αργά με το χρόνο, και η τιμή της w είναι κάπου μεταξύ του 1/3 και -1 (η παράμετρος w πρέπει να είναι μικρότερο από το 1/3 για να εμφανίζεται η κοσμική επιτάχυνση).

Στο 3ο μοντέλο της "ενέργειας φάντασμα" των Caldwell από το Caltech, δεν υπάρχει καμιά σταθερή κατάσταση κβαντικού κενού και η ενεργειακή πυκνότητα και η διαστολική πίεση που ασκούνται στο Σύμπαν φαίνονται να αυξάνουν ακόμα και όταν ο ίδιος ο χωρόχρονος επεκτείνεται (στα συνηθισμένα αέρια όταν διαστέλλονται πέφτει η πίεση). Σε αυτό το σενάριο η w είναι μικρότερο από -1. Οι επιπτώσεις αυτού του νέου τύπου κοσμολογίας είναι ότι τα συνδεδεμένα συστήματα (άτομα, μόρια, γαλαξίες κλπ) θα πρέπει κατά τη διάρκεια του χρόνου να αποσχίζονται.

Παραδείγματος χάριν, με μια τιμή της παραμέτρου της καταστατικής εξίσωσης w=-1,5 το Σύμπαν θα είχε άλλα 35 δισεκατομμύρια χρόνια μόνο πριν από το Μεγάλο Σχίσμα. Περίπου 60 εκατομμύρια χρόνια πριν από το τέλος, ο Γαλαξίας θα διαχωριζόταν. Περίπου 3 μήνες πριν από το τέλος το ηλιακό σύστημα θα εκραγεί. Περίπου 30 λεπτά πριν από αυτό η Γη θα εκραγεί. Και περίπου 10-19 δευτερόλεπτα πριν από την τελευταία μοιραία στιγμή, τα άτομα θα απομακρυνθούν μεταξύ τους.

Δηλαδή στο μοντέλο της Μεγάλης Σχισμής ή Θρυμματισμού, η "ενέργεια φάντασμα", ένα ιδιαίτερο είδος σκοτεινής ενέργειας που τροφοδοτεί υποθετικά την επιταχυνομένη διαστολή του Σύμπαντος, όσο περνάει ο χρόνος, θα ανατρέψει όλες τις συνδεδεμένες καταστάσεις (πχ την ηλεκτροστατική δύναμη Κουλόμπ ή τη δύναμη της βαρύτητας) που επικρατούν στη φύση. Κατ' αυτό τον τρόπο οι γαλαξίες θα χάσουν τα αστέρια τους. Τα πιο πρόσφατα αστρικά συστήματα, όπως το ηλιακό, θα διασπαστεί. Και στο τέλος ακόμα και τα άτομα θα χωρίζονταν δεδομένου ότι τα ηλεκτρόνια δεν θα συγκρατιόνταν πλέον από τους πυρήνες τους. Και σύμφωνα με τους υπολογισμούς του Pedro Gonzalez-Diaz η εποχή του Big Rip θα έρθει μετά από 22 δισεκατομμύρια χρόνια.