ক্রমপ্রসারমাণ মহাবিশ্ব-এর উৎস দেখুন

'''ক্রমপ্রসারমাণ মহাবিশ্ব''' হল একটি পর্যবেক্ষণ যা অনুসারে মহাবিশ্বের প্রসারনের হার ক্রমশ বৃদ্ধি পাচ্ছে,<ref name="NYT-20170220">{{সংবাদ উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Overbye |প্রথমাংশ=Dennis |লেখক-সংযোগ=Dennis Overbye |শিরোনাম=Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast? |ইউআরএল=https://www.nytimes.com/2017/02/20/science/hubble-constant-universe-expanding-speed.html |তারিখ=20 February 2017 |কর্ম=[[New York Times]] |সংগ্রহের-তারিখ=21 February 2017 }}</ref><ref name="AM-20170818">{{ওয়েব উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Scharping |প্রথমাংশ=Nathaniel |শিরোনাম=Gravitational Waves Show How Fast The Universe is Expanding |ইউআরএল=http://www.astronomy.com/news/2017/10/gravitational-waves-show-how-fast-the-universe-is-expanding |তারিখ=18 October 2017 |কর্ম=[[Astronomy (magazine)|Astronomy]] |সংগ্রহের-তারিখ=18 October 2017 }}</ref> যার ফলে কোনো পর্যবেক্ষক থেকে দূরের [[ছায়াপথ]] গুলি সময়ের সঙ্গে সঙ্গে দ্রুততর বেগে আরও দূরে সরে যাচ্ছে। <ref>{{ওয়েব উদ্ধৃতি|ইউআরএল=http://curious.astro.cornell.edu/the-universe/cosmology-and-the-big-bang/104-the-universe/cosmology-and-the-big-bang/expansion-of-the-universe/616-is-the-universe-expanding-faster-than-the-speed-of-light-intermediate|শিরোনাম=Is the universe expanding faster than the speed of light?}}</ref>

১৯৯৮ সালে দুটি আলাদা প্রকল্প, [[সুপারনোভা কসমোলজি প্রজেক্ট]] ও [[হাই-জেড সুপারনোভা সার্চ টিম]], দূরবর্তী Iএ ধরনের [[সুপারনোভা|সুপারনোভার]] [[ত্বরণ]] পরিমাপের মাধ্যমে এই পর্যবেক্ষণ করে। <ref name="BBC">{{সংবাদ উদ্ধৃতি|ইউআরএল=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-15165371|শিরোনাম=Nobel physics prize honours accelerating universe find|প্রকাশক=BBC News|তারিখ=2011-10-04}}</ref><ref>{{ওয়েব উদ্ধৃতি|ইউআরএল=https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2011/# |শিরোনাম=The Nobel Prize in Physics 2011 |প্রকাশক=Nobelprize.org |সংগ্রহের-তারিখ=2011-10-06}}</ref><ref name="peebles">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|লেখক=Peebles|প্রথমাংশ১=P. J. E.|লেখক২=Ratra|প্রথমাংশ২=Bharat|শিরোনাম=The cosmological constant and dark energy|তারিখ=2003|সাময়িকী=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|খণ্ড=75|সংখ্যা নং=2|পাতাসমূহ=559–606|ডিওআই = 10.1103/RevModPhys.75.559|বিবকোড=2003RvMP...75..559P}}</ref> এই ধরনের সব [[সুপারনোভা]] গুলির স্বকীয় ঔজ্জ্বল্য মোটামুটি সমান হয় (''স্ট‍্যানডার্ড ক্যান্ডাল'' বা ''[[প্রমাণ মোমবাতি]]''ও বলা হয়) । যেহেতু দূরের বস্তু গুলির ঔজ্জ্বল্য কম মনে হয়, তাই এই সুপারনোভা গুলির ঔজ্জ্বল্য পরিমাপের মাধ্যমে তাদের দূরত্ব নির্ণয় করা যায়। এই দূরত্বকে তাদের বিকিরিত আলোকতরঙ্গের মহাজাগতিক [[লোহিত সরণ|লোহিত অপসরণের]] সাথে তুলনা করে এদের দূরে সরে যাবার হার নির্ণয় করা সম্ভব। <ref>দেখুন [[হাবলের নীতি]], যা অনুসারে কোন বস্তু আমাদের থেকে যত দূরে থাকে, তত দ্রুতই তা দূরে সরে যায় ।</ref> এর ফলাফল হিসেবে পাওয়া যায় যে, মহাবিশ্বের প্রসারনের হার ক্রমশ ত্বরান্বিত হচ্ছে, যা আশা করা হয়নি। তৎকালীন মহাবিশ্বতাত্ত্বিকরা ভেবেছিলেন যে মহাবিশ্বে থাকা পদার্থের [[মহাকর্ষ বল]] এই প্রসারনকে ক্রমশ কমাবে। উপর্যুক্ত দুটি প্রকল্পের তিনজন সদস্যকে এই আবিষ্কারের জন্য [[নোবেল পুরস্কার]] দ্বারা সন্মানিত করা হয়। <ref>{{বই উদ্ধৃতি|শিরোনাম=Cosmology|ইউআরএল=https://archive.org/details/cosmology0000wein|প্রথমাংশ=Steven|শেষাংশ=Weinberg|প্রকাশক=Oxford University Press|তারিখ=2008|আইএসবিএন=9780198526827}}</ref> ''[[ব্যারিয়ন অ‍্যাকোস্টিক কম্পন]]'' (''Baryon Acoustic Oscillation'') ক্রিয়া এবং [[ছায়াপথ স্তবক|ছায়াপথ সমূহের পুঞ্জীভবন]] বিশ্লেষণ করে এর চূড়ান্ত প্রমাণ পাওয়া গেছে।

যেহেতু ৫ বিলিয়ন বছর আগে মহাবিশ্ব [[তমোশক্তি-অধীন যুগ]] এ প্রবেশ করেছে, তাই ভাবা হয় যে তখন থেকেই প্রসারনের হার ত্বরান্বিত হওয়া শুরু হয়। <ref name="Frieman">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ=Frieman|প্রথমাংশ=Joshua A.|শেষাংশ২=Turner|প্রথমাংশ২=Michael S.|শেষাংশ৩=Huterer|প্রথমাংশ৩=Dragan|তারিখ=2008-01-01|শিরোনাম=Dark Energy and the Accelerating Universe|ইউআরএল=https://dx.doi.org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145243|সাময়িকী=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|খণ্ড=46|সংখ্যা নং=1|পাতাসমূহ=385–432|arxiv=0803.0982|বিবকোড=2008ARA&A..46..385F|ডিওআই=10.1146/annurev.astro.46.060407.145243}}</ref>{{refn|1= <ref name="Frieman" /> Frieman, Turner & Huterer (2008) p. 6: "The Universe has gone through three distinct eras: radiation-dominated, {{math|''z'' ≳ 3000}}; matter-dominated, {{math|3000 ≳ ''z'' ≳ 0.5}}; and dark-energy-dominated, {{math|''z'' ≲ 0.5}}. The evolution of the scale factor is controlled by the dominant energy form: {{math|''a''(''t'') ∝ ''t''<sup>2/3</sup>(1 + ''w'')}} (for constant {{mvar|w}}). During the radiation-dominated era, {{math|''a''(''t'') ∝ ''t''<sup>1/2</sup>}}; during the matter-dominated era, {{math|''a''(''t'') ∝ ''t''<sup>2/3</sup>}}; and for the dark energy-dominated era, assuming {{math|''w'' {{=}} −1}}, asymptotically {{math|''a''(''t'') ∝ exp(''Ht'')}}."<br />
p. 44: "Taken together, all the current data provide strong evidence for the existence of dark energy; they constrain the fraction of critical density contributed by dark energy, 0.76&nbsp;±&nbsp;0.02, and the equation-of-state parameter, {{mvar|w}}&nbsp;≈ −1&nbsp;±&nbsp;0.1 (stat) ±&nbsp;0.1 (sys), assuming that {{mvar|w}} is constant. This implies that the Universe began accelerating at redshift {{math|''z'' ∼}}&nbsp;0.4 and age {{math|''t'' ∼}}&nbsp;10&nbsp;Gyr. These results are robust – data from any one method can be removed without compromising the constraints – and they are not substantially weakened by dropping the assumption of spatial flatness."|group="টীকা সমূহ"}}
[[সাধারণ আপেক্ষিকতা]] তত্ত্ব অনুযায়ী ত্বরণ যুক্ত প্রসারনকে [[মহাজাগতিক ধ্রুবক]] {{mvar|Λ}} এর ধনাত্মক মান হিসেবে ধরা যায়, যা [[তমোশক্তি]] নামে সুপরিচিত একটি ধনাত্মক ''[[ভ্যাকুয়াম শক্তি]]'' থাকার সমতুল্য। কয়েকটি অন্য ব্যাখা থাকলেও এটিকেই [[ভৌত বিশ্বতত্ত্ব|ভৌত বিশ্বতত্ত্বের]] বর্তমান মডেলে ব্যবহার করা হয়। এর মধ্যে [[শীতল তমোবস্তু]] (সিডিএম) ও রয়েছে এবং এটি [[ল্যামডা-সিডিএম নকশা]] নামে পরিচিত।

==পটভূমি==
{{Nature timeline}}
{{further information|মহাজাগতিক ধ্রুবক‌‌‌|ল্যামডা-সিডিএম নকশা|হাবলের নীতি|ফ্রিদমান-ল্যমেত্র্‌-রবার্টসন-ওয়াকার মেট্রিক|ফ্রিদমান সমীকরণ}}
১৯৬৫ সালে [[মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ|মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণের]] আবিষ্কারের পরবর্তী কয়েক দশক ধরে <ref name="Penzias&Wilson">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Penzias |প্রথমাংশ=A. A. |শেষাংশ২=Wilson|প্রথমাংশ২=R. W. |তারিখ=1965 |শিরোনাম=A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080&nbsp;Mc/s |সাময়িকী=[[The Astrophysical Journal]] |খণ্ড=142 |সংখ্যা নং=1 |পাতাসমূহ=419–421 |বিবকোড=1965ApJ...142..419P |ডিওআই=10.1086/148307}}</ref>[[মহাবিস্ফোরণ তত্ত্ব]]ই হল মহাবিশ্বের বিবর্তন সম্পর্কে সর্বাধিক গৃহীত নকশা বা মডেল। [[ফ্রিদমান সমীকরণ]] গুলি মহাবিশ্বের অন্তর্গত [[শক্তি]] কীভাবে এর প্রসারনকে নিয়ন্ত্রণ করে তা ব্যাখ্যা করে।

:<math> H^2={\left ( \frac{\dot{a}}{a} \right )}^2=\frac{8{\pi}G}{3}\rho-\frac{{\Kappa}c^2}{a^2} </math> যেখানে {{mvar|Κ}} হল মহাবিশ্বের বক্রতা, {{math|''a''(''t'')}} হল স্কেল ফ্যাক্টর, {{mvar|ρ}} হল মহাবিশ্বের মোট শক্তি ঘনত্ব , এবং {{mvar|H}} হল [[হাবল প্যারামিটার]] । <ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Nemiroff|প্রথমাংশ১=Robert J.|লেখক-সংযোগ১ = Robert J. Nemiroff |শেষাংশ২=Patla|প্রথমাংশ২=Bijunath|শিরোনাম=Adventures in Friedmann cosmology: A detailed expansion of the cosmological Friedmann equations|সাময়িকী=American Journal of Physics|খণ্ড=76|সংখ্যা নং=3|পাতাসমূহ=265|ডিওআই=10.1119/1.2830536|arxiv = astro-ph/0703739 |বিবকোড = 2008AmJPh..76..265N }}</ref>
ক্রান্তিয় ঘনত্ব হল
:<math> \rho_c=\frac{3H^2}{8{\pi}G} </math>
এবং [[ঘনত্ব প্যারামিটার]] হল
:<math> \Omega=\frac{\rho}{\rho_c} </math>

তাহলে হাবল প্যারামিটারকে এভাবে লেখা যায়

:<math> H(a) = H_0 \sqrt{{\Omega_ka^{-2} + \Omega}_ma^{-3} + \Omega_ra^{-4} + \Omega_\mathrm{DE}a^{-3(1+w)}} </math>
যেখানে মহাবিশ্বের শক্তি ঘনত্বের তাত্ত্বিক অনুমানকৃত চারটি অবদানকারী বিষয় হল - মহাবিশ্বের আকার বা বক্রতা, [[পদার্থ]], [[বিকিরণ]] ও [[তমোশক্তি]] । <ref name=Bassett>{{বই উদ্ধৃতি|শেষাংশ=Lapuente|প্রথমাংশ=P.|অধ্যায়=Baryon Acoustic Oscillations|শিরোনাম=Dark Energy: Observational and Theoretical Approaches|অবস্থান=Cambridge, UK|প্রকাশক=Cambridge University Press|তারিখ=2010|আইএসবিএন=978-0521518888}}</ref>
মহাবিশ্বের প্রসারনের (বা স্কেল ফ্যাক্টরের বৃদ্ধির) সাথে সাথে তমোশক্তি বাদে বাকি তিনটি উপাদানের মান হ্রাস পেতে থাকে । এই উপাদান গুলির মান থেকেই পদার্থবিজ্ঞানীরা মহাবিশ্বের প্রসারনের ত্বরণের মান নির্ণয় করেন । ফ্রিদমান সমীকরণ গুলি সময়ের সাপেক্ষে স্কেল ফ্যাক্টরের বিবর্তন নির্দেশ করে

:<math> \frac{\ddot{a}}{a}=-\frac{4{\pi}G}{3}\left( \rho + \frac{3P}{c^2} \right) </math>

যেখানে [[চাপ]] {{mvar|P}} সংশ্লিষ্ট মহাবিশ্ব তাত্ত্বিক নকশা দ্বারা নির্ধারিত হয়।
একসময় পদার্থবিজ্ঞানীরা মহাবিশ্বের মন্দীভবন সম্পর্কে এত‌ই নিশ্চিত ছিলেন যে তারা মন্দীভবন প্যারামিটার {{math|''q''<sub>0</sub>}} এর সূত্রপাত করেন। <ref name=Ryden>{{বই উদ্ধৃতি|শিরোনাম=Introduction to Cosmology|ইউআরএল=https://archive.org/details/introductiontoco0000ryde|শেষাংশ=Ryden|প্রথমাংশ=Barbara|অবস্থান=San Francisco, CA|প্রকাশক=Addison Wesley|তারিখ=2003|আইএসবিএন=978-0-8053-8912-8}}</ref> বর্তমান পর্যবেক্ষণ গুলি যদিও এর বিপক্ষেই প্রমাণ দেয়।

==ক্রমপ্রসারমাণতার সপক্ষে প্রমাণ==
মহাবিশ্বের প্রসারনের হার জানার জন্য আমরা ''প্রমাণ মোমবাতি'' ব্যবহার করে মহাজাগতিক বস্তু সমূহের ঔজ্জ্বল্য-[[লোহিত সরণ]] সম্পর্ক অথবা ''প্রমাণ মাপকাঠি'' (স্ট্যান্ডার্ড রুলার) এর সাহায্যে তাদের দূরত্ব-লোহিত সরণ সম্পর্ক অধ্যয়ন করি। ''বৃহৎ মাপের গঠন'' সমূহের বৃদ্ধি অধ্যয়ন করেও দেখা যায় যে মহাজাগতিক প্যারামিটার গুলির পর্যবেক্ষণলব্ধ মানগুলি সম্পর্কে সবচেয়ে ভালো ব্যাখ্যা দেয় সেই মডেল গুলি যেগুলির মধ্যে ক্রমপ্রসারমাণতা রয়েছে ।

===সুপারনোভা পর্যবেক্ষণ===
[[File:Asymmetric Ashes (artist's impression).jpg|thumb|left|200px|স্পেকট্রো-পোলারিমেট্রি পর্যবেক্ষণ থেকে পাওয়া তথ্যের ভিত্তিতে একটি ১এ ধরনের সুপারনোভার  চিত্র,  শিল্পীর তুলিতে]]
ক্রমপ্রসারমাণতা সপক্ষে প্রথম প্রমাণ পাওয়া যায় ১এ ধরনের সুপারনোভা অধ্যয়ন করে, যেগুলি হল আসলে [[চন্দ্রশেখর সীমা|স্থায়ীত্ব সীমা]] অতিক্রম করা [[শ্বেত বামন]] নক্ষত্র সমূহের বিস্ফোরণ । তাদের ভর প্রায় সমান হওয়ায় তাদের স্বকীয় ঔজ্জ্বল্যকে প্রমাণ ধরা যায়। আকাশের কোনো একটি অংশের বিভিন্ন সময়ের ছবি বিশ্লেষণ করে সুপারনোভা খুঁজে পাওয়া যায়, তারপরের পর্যবেক্ষণ গুলি থেকে তার চূড়ান্ত ঔজ্জ্বল্য বের করে তাকে ''ঔজ্জ্বল্য দূরত্ব'' (লুমিনোসিটি ডিসট্যান্স) নামক একটি রাশিতে পরিবর্তীত করা হয়। <ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|প্রথমাংশ১=Andreas|শেষাংশ১=Albrecht|প্রথমাংশ২=Gary|শেষাংশ২=Bernstein|প্রথমাংশ৩=Robert|শেষাংশ৩=Cahn|প্রথমাংশ৪=Wendy L.|শেষাংশ৪=Freedman|প্রথমাংশ৫=Jacqueline|শেষাংশ৫=Hewitt|প্রথমাংশ৬=Wayne|শেষাংশ৬=Hu|প্রথমাংশ৭=John|শেষাংশ৭=Huth|প্রথমাংশ৮=Marc|শেষাংশ৮=Kamionkowski|প্রথমাংশ৯=Edward W.|শেষাংশ৯=Kolb|প্রথমাংশ১০=Lloyd|শেষাংশ১০=Knox|প্রথমাংশ১১=John C.|শেষাংশ১১=Mather|প্রথমাংশ১২=Suzanne|শেষাংশ১২=Staggs|প্রথমাংশ১৩=Nicholas B.|শেষাংশ১৩=Suntzeff|শিরোনাম=Report of the Dark Energy Task Force|তারিখ=2006-09-20|arxiv=astro-ph/0609591|বিবকোড = 2006astro.ph..9591A }}</ref> তাদের নির্গত আলোর [[বর্ণালী রেখা]] বিশ্লেষণ করে [[লোহিত সরণ]] নির্ণয় করা যায় ।
যেসব সুপারনোভার লোহিত সরণ ০.১ এর কম, বা নির্গত আলো [[মহাবিশ্বের বয়স|মহাবিশ্বের বয়সের]] ১০% এর কম সময় অতিবাহিত করেছে, হাবলের নীতি অনুযায়ী তারা প্রায় রৈখিক দূরত্ব-লোহিত সরণ সম্পর্ক দেখায়। বৃহৎ দূরত্বে যেহেতু মহাবিশ্বের প্রসারনের হার সময়ের সাপেক্ষে পরিবর্তীত হয়েছে, তাই এই সম্পর্ক আর রৈখিক থাকে না। এটি সময়ের সাপেক্ষে পরিবর্তনের ওপর নির্ভর করে। এর সম্পূর্ণ গণনার জন্য ফ্রিদমান সমীকরন গুলির সমাকলনের দরকার, কিন্তু সাধারণ ভাবে এরকম লেখা যায়: লোহিত সরণ {{mvar|z}} সরাসরি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সময় মহাজাগতিক স্কেল ফ্যাক্টরের মান দেয়।

:<math> a(t) = \frac{1}{1+z} </math>
তাই {{math|''z'' {{=}}০.৫}} মানের লোহিত সরণ যুক্ত সুপারনোভার অর্থ হলো সেই সময় মহাবিশ্ব এর বর্তমান আকারের {{sfrac|১|১ + ০.৫}}&nbsp;=&nbsp;{{sfrac|২|৩}} অংশ ছিল। ক্রমপ্রসারমাণ মহাবিশ্বে, অতীতে প্রসারনের হার বর্তমানের চেয়ে কম ছিল, যার মানে  বর্তমান আকারের {{sfrac|২|৩}} অংশ থেকে বর্তমান আকারে পৌঁছাতে  ক্রমপ্রসারমাণতাহীন মহাবিশ্বের চেয়ে বেশি সময় লাগবে । এর অর্থ আরোও বেশি আলোর সময় অতিক্রম, বেশি দূরত্ব এবং সুপারনোভার ক্ষীনতর ঔজ্জ্বল্য, যা বাস্তব পর্যবেক্ষণ গুলির সাথে সায় দেয়। [[অ্যাডাম জি. রেইস]] দেখেন যে, ''উচ্চ লোহিত অপসরণ যুক্ত ১এ ধরনের সুপারনোভা গুলির দূরত্ব, নিম্ম ভর ঘনত্ব {{math|''Ω''<sub>M</sub> {{=}} 0.২}} যুক্ত এবং মহাজাগতিক ধ্রুবক বিহীন মহাবিশ্বে যা আশা করা যায় তার চেয়ে ১০% থেকে ১৫% বেশি।'' <ref name=Riess>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Riess|প্রথমাংশ১=Adam G.|শেষাংশ২=Filippenko|প্রথমাংশ২=Alexei V.|শেষাংশ৩=Challis|প্রথমাংশ৩=Peter|শেষাংশ৪=Clocchiatti|প্রথমাংশ৪=Alejandro|শেষাংশ৫=Diercks|প্রথমাংশ৫=Alan|শেষাংশ৬=Garnavich|প্রথমাংশ৬=Peter M.|শেষাংশ৭=Gilliland|প্রথমাংশ৭=Ron L.|শেষাংশ৮=Hogan|প্রথমাংশ৮=Craig J.|শেষাংশ৯=Jha|প্রথমাংশ৯=Saurabh|শেষাংশ১০=Kirshner|প্রথমাংশ১০=Robert P.|শেষাংশ১১=Leibundgut|প্রথমাংশ১১=B.|শেষাংশ১২=Phillips|প্রথমাংশ১২=M. M.|শেষাংশ১৩=Reiss|প্রথমাংশ১৩=David|শেষাংশ১৪=Schmidt|প্রথমাংশ১৪=Brian P.|শেষাংশ১৫=Schommer|প্রথমাংশ১৫=Robert A.|শেষাংশ১৬=Smith|প্রথমাংশ১৬=R. Chris|শেষাংশ১৭=Spyromilio|প্রথমাংশ১৭=J.|last18=Stubbs|first18=Christopher|last19=Suntzeff|first19=Nicholas B.|last20=Tonry|first20=John|শিরোনাম=Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant|সাময়িকী=The Astronomical Journal|খণ্ড=116|সংখ্যা নং=3|পাতাসমূহ=1009–1038|ডিওআই=10.1086/300499|বিবকোড=1998AJ....116.1009R|arxiv = astro-ph/9805201 }}</ref>
এর অর্থ মন্দন যুক্ত মহাবিশ্বের ক্ষেত্রে, উচ্চ লোহিত অপসরণ যুক্ত দূরত্ব গুলি কাছের গুলির তুলনায় অনেক বেশি । <ref name = Pain>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ=Pain|প্রথমাংশ=Reynald|শেষাংশ২=Astier|প্রথমাংশ২=Pierre|শিরোনাম=Observational evidence of the accelerated expansion of the Universe|সাময়িকী=Comptes Rendus Physique|খণ্ড=13|সংখ্যা নং=6|পাতাসমূহ=521–538|arxiv=1204.5493|ডিওআই=10.1016/j.crhy.2012.04.009|তারিখ=2012|বিবকোড = 2012CRPhy..13..521A }}</ref>

===ব্যারিয়ন অ‍্যাকোস্টিক কম্পন===
প্রারম্ভিক মহাবিশ্বে, [[পুনঃ সংযুক্তি]] ও [[বিযুক্তিভবন]] ঘটার আগে, [[ফোটন]] কণা ও পদার্থ একটি [[প্রারম্ভিক প্লাজমা|প্রারম্ভিক প্লাজমার]] (primordial plasma) মধ্যে অবস্থান করত। এই ফোটন-ব্যারিয়ন প্লাজমার উচ্চ ঘনত্ব যুক্ত বিন্দু গুলি  মহাকর্ষ বলের প্রভাবে সংকুচিত হত, যতক্ষণ না পর্যন্ত চাপ খুবই উচ্চ হত, এবং তারপর আবার প্রসারিত হত।<ref name=Ryden/>{{Page needed|date=February 2018}} এই সংকোচন-প্রসারণ প্লাজমার মধ্যে [[শব্দ তরঙ্গ|শব্দ তরঙ্গের]] সমতুল্য কম্পনের সৃষ্টি করত। [[তমোবস্তু]] যেহেতু শুধুমাত্র মহাকর্ষীয় ক্রিয়া দেখায়, তাই এটি এই ''শব্দ তরঙ্গ''টির কেন্দ্রে অবস্থান করত, যা হল কিনা মূল অতিঘনত্ব বিশিষ্ট অঞ্চলের কেন্দ্র। মহাবিস্ফোরণের প্রায় ৩৮০,০০০ বছর পর যখন বিযুক্তিভবন ঘটে,<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি | শেষাংশ১ = Hinshaw | প্রথমাংশ১ = G. | তারিখ = 2014 | শিরোনাম = Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results | ডিওআই =10.1088/0067-0049/180/2/225 | সাময়িকী = Astrophysical Journal Supplement | খণ্ড = 180 | পাতাসমূহ = 225–245 |arxiv = 0803.0732 |বিবকোড = 2009ApJS..180..225H }}</ref> ফোটন গুলি পদার্থ থেকে পৃথক হয় ও মহাবিশ্বের মধ্যে [[মুক্ত বিচলন|মুক্ত ভাবে বিচলন]] করতে সক্ষম হয় ও মহাবিশ্বের অনুতরঙ্গ পটভূমির জন্ম দেয়, আমরা যেরকম জানি। ইহা তমোবস্তুর অতিঘনত্ব বিশিষ্ট অঞ্চলগুলিকে কেন্দ্র করে নির্দিষ্ট ব্যাসার্ধে [[ব্যারিয়নিক পদার্থ|ব্যারিয়নিক পদার্থের]] গোলকের সৃষ্টি করে। এই দূরত্বকে ''শব্দ দিগন্ত'' বলা হয়। সময়ের সঙ্গে মহাবিশ্বের প্রসারনের সাথে সাথে এগুলিই পদার্থ ঘনত্বের অসমসত্ত্বতায় পরিণত হয়, যেখানে ছায়াপথ সমূহের গঠন শুরু হয়। তাই যে দূরত্বে বিভিন্ন লোহিত অপসরণে ছায়াপথগুলি পুঞ্জীভূত হতে প্রবণতা দেখায়, তা পর্যবেক্ষণ করে একটি আদর্শ [[কৌনিক ব্যাস দূরত্ব]] নির্ণয় করা সম্ভব ও তার সাথে বিভিন্ন বিশ্বতাত্ত্বিক নকশায় ভবিষ্যতবাণী করা দূরত্ব গুলিকে তুলনা করা সম্ভব। সম্পর্ক অপেক্ষকের (correlation function) (দুটি ছায়াপথের একটি বিশেষ দূরত্বে থাকার সম্ভাবনা) চূড়াগূলি পাওয়া গেছে {{nowrap|100 ''h''<sup>−1</sup> [[পারসেক#মেগাপারসেক ও গিগাপারসেক|Mpc]]}} দূরত্বে, যা ইঙ্গিত করে এটিই হল বর্তমানে শব্দ দিগন্তের আকার, এবং এর সাথে বিযুক্তিভবনের সময়ের শব্দ দিগন্তের আকারের তুলনা করে (সিএমবি এর সাহায্যে) আমরা নিশ্চিত হতে পারি যে মহাবিশ্ব ক্রমপ্রসারমাণ। <ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Eisenstein|প্রথমাংশ১=Daniel J.|শেষাংশ২=Zehavi|প্রথমাংশ২=Idit|শেষাংশ৩=Hogg|প্রথমাংশ৩=David W.|শেষাংশ৪=Scoccimarro|প্রথমাংশ৪=Roman|শেষাংশ৫=Blanton|প্রথমাংশ৫=Michael R.|শেষাংশ৬=Nichol|প্রথমাংশ৬=Robert C.|শেষাংশ৭=Scranton|প্রথমাংশ৭=Ryan|শেষাংশ৮=Seo|প্রথমাংশ৮=Hee‐Jong|শেষাংশ৯=Tegmark|প্রথমাংশ৯=Max|শেষাংশ১০=Zheng|প্রথমাংশ১০=Zheng|শেষাংশ১১=Anderson|প্রথমাংশ১১=Scott F.|শেষাংশ১২=Annis|প্রথমাংশ১২=Jim|শেষাংশ১৩=Bahcall|প্রথমাংশ১৩=Neta|শেষাংশ১৪=Brinkmann|প্রথমাংশ১৪=Jon|শেষাংশ১৫=Burles|প্রথমাংশ১৫=Scott|শেষাংশ১৬=Castander|প্রথমাংশ১৬=Francisco J.|শেষাংশ১৭=Connolly|প্রথমাংশ১৭=Andrew|last18=Csabai|first18=Istvan|last19=Doi|first19=Mamoru|last20=Fukugita|first20=Masataka|last21=Frieman|first21=Joshua A.|last22=Glazebrook|first22=Karl|last23=Gunn|first23=James E.|last24=Hendry|first24=John S.|last25=Hennessy|first25=Gregory|last26=Ivezić|first26=Zeljko|last27=Kent|first27=Stephen|last28=Knapp|first28=Gillian R.|last29=Lin|first29=Huan|last30=Loh|first30=Yeong‐Shang|last31=Lupton|first31=Robert H.|last32=Margon|first32=Bruce|last33=McKay|first33=Timothy A.|last34=Meiksin|first34=Avery|last35=Munn|first35=Jeffery A.|last36=Pope|first36=Adrian|last37=Richmond|first37=Michael W.|last38=Schlegel|first38=David|last39=Schneider|first39=Donald P.|last40=Shimasaku|first40=Kazuhiro|last41=Stoughton|first41=Christopher|last42=Strauss|first42=Michael A.|last43=SubbaRao|first43=Mark|last44=Szalay|first44=Alexander S.|last45=Szapudi|first45=Istvan|last46=Tucker|first46=Douglas L.|last47=Yanny|first47=Brian|last48=York|first48=Donald G.|শিরোনাম=Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies|সাময়িকী=The Astrophysical Journal|তারিখ=2005-11-10|খণ্ড=633|সংখ্যা নং=2|পাতাসমূহ=560–574|ডিওআই=10.1086/466512|বিবকোড=2005ApJ...633..560E|arxiv = astro-ph/0501171 }}</ref>

===ছায়াপথ স্তবক===
{{মূল নিবন্ধ|ছায়াপথ স্তবক}}
[[ছায়াপথ স্তবক]] সমূহের ''ভর অপেক্ষক'' -এর পরিমাপ, যা একটি ন্যূনতম ভর সীমার উপর থাকা ছায়াপথ স্তবক সমূহের [[সংখ্যা ঘনত্ব]] নির্দেশ করে, তমোশক্তির অস্তিত্ব সম্পর্কে প্রমাণ যোগায় । <ref>{{বই উদ্ধৃতি|শেষাংশ=Dekel|প্রথমাংশ=Avishai|শিরোনাম=Formation of Structure in the Universe|ইউআরএল=https://archive.org/details/formationofstruc0000unse|অবস্থান=New York, NY|প্রকাশক=Cambridge University Press|তারিখ=1999|আইএসবিএন=9780521586320}}</ref> উচ্চ ও নিম্ন লোহিত সরণে এই ভর অপেক্ষক গুলির মানের সাথে বিভিন্ন বিশ্বতাত্ত্বিক নকশায় ভবিষ্যতবাণী করা মানের তুলনা করলে {{mvar|w}} ও {{mvar|Ω<sub>m</sub>}} এর মান পাওয়া যায় যেগুলি একটি নিম্ন পদার্থ ঘনত্ব এবং অশূন্য মানযুক্ত তমোশক্তির অস্তিত্ব সুনিশ্চিত করে । <ref name = Pain/>

===মহাবিশ্বের বয়স===
{{আরও দেখুন|মহাবিশ্বের বয়স}}
মহাজাগতিক প্যারামিটার গুলির নির্দিষ্ট মান যুক্ত কোন একটি বিশ্বতাত্ত্বিক নকশা দেওয়া থাকলে ফ্রিদমান সমীকরন গুলির সমাকলনের মাধ্যমে মহাবিশ্বের বয়স নির্ণয় করা যায়।

:<math> t_0 = \int_{0}^{1}\frac{da}{\dot{a}} </math>

মহাজাগতিক প্যারামিটার গুলির বাস্তব মানের সাথে একে তুলনা করে আমরা নিশ্চিত হতে পারি যে মহাবিশ্ব ক্রমপ্রসারমাণ এবং অতীতে এর প্রসারনের হার মন্থর ছিল। <ref name = Pain/>

==ব্যাখ্যার জন্য ব্যবহৃত নকশা সমূহ==
[[File:Dark Energy.jpg|thumb|right|400px|মহাবিশ্বের প্রসারনের হার ত্বরান্বিত হচ্ছে। সময়ের গতি নিচের দিক থেকে উপরের দিকে]]

===তমোশক্তি===
{{মূল নিবন্ধ|তমোশক্তি}}
তমোশক্তির সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ ধর্ম হল এর ঋণাত্মক চাপ বর্তমান যা স্থানের মধ্যে তুলনামূলকভাবে সমসত্ত্ব ভাবে বিস্তৃত থাকে ।

:<math> P = wc^2\rho </math>

যেখানে {{mvar|c}} হল আলোর বেগ ও {{mvar|ρ}} হল শক্তি ঘনত্ব । তমোশক্তি সম্পর্কে বিভিন্ন তত্ত্ব গুলি {{mvar|w}} এর বিভিন্ন মানের ইঙ্গিত দেয়, সাথে মহাবিশ্বের ক্রমপ্রসারমাণতার জন্য {{math|''w'' < −{{sfrac|১|৩}}}} । (এটি উপরন্তু উপর্যুক্ত [[ক্রমপ্রসারমাণ মহাবিশ্ব#পটভূমি|ত্বরণ সমীকরণে]]  {{mvar|ä}} এর ধনাত্মক মানের জন্ম দেয় )
তমোশক্তি সম্পর্কে সবচেয়ে সহজ ব্যাখ্যা হল এটি একটি [[মহাজাগতিক ধ্রুবক]] অথবা [[ভ্যাকুয়াম শক্তি]]; এক্ষেত্রে {{math|''w'' {{=}} −১}} । এটি [[ল্যামডা-সিডিএম নকশা|ল্যামডা-সিডিএম নকশায়]] উপনীত হয়, যা ২০০৩ থেকে এখনো পর্যন্ত বিশ্বতত্ত্বের আদর্শ নকশা হিসেবে খ্যাত, কারণ এটিই হল সরলতম নকশা যা বর্তমানে বিভিন্ন পর্যবেক্ষণ থেকে পাওয়া তথ্যের সঙ্গে সহমত পোষণ করে। রীস দেখেন যে সুপারনোভা পর্যবেক্ষণ থেকে তাদের পাওয়া তথ্য ধনাত্মক মহাজাগতিক ধ্রুবক‌‌‌ ({{math|''Ω<sub>λ</sub>'' > 0}}) এবং প্রসারনের বর্তমান ত্বরণ ({{math|''q''<sub>0</sub> < 0}}) সম্পর্কে যেসব বিশ্বতাত্ত্বিক নকশা গুলি ভবিষ্যতবাণী করে তাদের সাথে মিলে যায়। <ref name=Riess/>

===ফ্যান্টম শক্তি===
বর্তমান পর্যবেক্ষণ গুলি {{math|''w'' < −১}} অবস্থার সমীকরণ যুক্ত তমোশক্তি উপাংশ থাকা একটি বিশ্বতাত্ত্বিক নকশা থাকার সম্ভাবনার কথা বলে । এই ''ফ্যান্টম'' শক্তি ঘনত্বের মান একটি নির্দিষ্ট সময়ের মধ্যেই অসীমে পরিণত হবে যেটি একটি বৃহৎ মাপের মহাকর্ষীয় বিকর্ষণের জন্ম দেবে যার ফলস্বরূপ মহাবিশ্বে থাকা সকল কাঠামো তার গঠন হারাবে, যা শেষ পর্যন্ত একটি '''বিগ রিপ''' এ দাঁড়াবে । <ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Caldwell|প্রথমাংশ১=Robert|শেষাংশ২=Kamionkowski|প্রথমাংশ২=Marc|শেষাংশ৩=Weinberg|প্রথমাংশ৩=Nevin|শিরোনাম=Phantom Energy: Dark Energy with {{math|''w'' < −1}} Causes a Cosmic Doomsday|সাময়িকী=Physical Review Letters|খণ্ড=91|সংখ্যা নং=7|ডিওআই=10.1103/PhysRevLett.91.071301|বিবকোড=2003PhRvL..91g1301C|pmid=12935004|তারিখ=August 2003|পাতাসমূহ=071301|arxiv = astro-ph/0302506 }}</ref> উদাহরণস্বরূপ, {{math|''w'' {{=}} −{{sfrac|৩|২}}}} and {{math|''H''<sub>0</sub>}}&nbsp;= ৭০&nbsp;কিমি·সে<sup>−১</sup>·Mpc<sup>−১</sup> এর জন্য, এই ''বিগ রিপ'' এর মাধ্যমে মহাবিশ্বের অন্ত হবার আগে সময় লাগবে  ২২&nbsp; বিলিয়ন বছর । <ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Caldwell|প্রথমাংশ১=R. R.|শিরোনাম=A phantom menace? Cosmological consequences of a dark energy component with super-negative equation of state|সাময়িকী=Physics Letters B|খণ্ড=545|সংখ্যা নং=1–2|তারিখ=2002|পাতাসমূহ=23–29|ডিওআই=10.1016/S0370-2693(02)02589-3|arxiv = astro-ph/9908168 |বিবকোড = 2002PhLB..545...23C }}</ref>

===বিকল্প তত্ত্ব সমূহ===
{{আরও দেখুন|তমোশক্তি#তত্ত্বসমূহ}}
ক্রমপ্রসারমাণ মহাবিশ্ব সম্পর্কে আরও অনেক গুলি বিকল্প ব্যাখ্যা রয়েছে। উদাহরণস্বরূপ ''[[কুইনটেসেন্স]]'' (Quintessence), যা হল অ-ধ্রুবীয় অবস্থা সমীকরন যুক্ত তমোশক্তির একটি অবস্থা, যার ঘনত্ব সময়ের সাপেক্ষে হ্রাস পায় । অন্য একটি বিকল্প ব্যাখ্যা হল ''[[তমোপ্রবাহী]]'', যা তমোশক্তি ও [[তমোবস্তু]] কে একটিই কাঠামোর মধ্যে আনার চেষ্টা করে । <ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|প্রথমাংশ১=Anaelle|শেষাংশ১=Halle|প্রথমাংশ২=Hongsheng|শেষাংশ২=Zhao|প্রথমাংশ৩=Baojiu|শেষাংশ৩=Li|তারিখ=2008|শিরোনাম==Perturbations in a non-uniform dark energy fluid: equations reveal effects of modified gravity and dark matter|arxiv=0711.0958|ডিওআই=10.1086/587744|সাময়িকী=Astrophysical Journal Supplement Series|খণ্ড=177|সংখ্যা নং=1|বিবকোড = 2008ApJS..177....1H }}</ref> বিকল্প হিসেবে কিছু বিজ্ঞানীর মতে মহাবিশ্বের ক্রমপ্রসারমাণতার কারণ হল বিকর্ষণধর্মী [[প্রতিপদার্থের মহাকর্ষীয় আন্তঃক্রিয়া]]<ref name="benoit-levy">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|প্রথমাংশ১=A.|শেষাংশ১=Benoit-Lévy|প্রথমাংশ২=G.|শেষাংশ২=Chardin|ইউআরএল=http://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2012/01/aa16103-10/aa16103-10.html|শিরোনাম=Introducing the Dirac–Milne universe|সাময়িকী=Astronomy and Astrophysics|খণ্ড=537|পাতা=A78|তারিখ=2012|ডিওআই=10.1051/0004-6361/201016103|arxiv = 1110.3054 |বিবকোড = 2012A&A...537A..78B }}{{open access}}</ref><ref name = "Hajdukovic">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|প্রথমাংশ=D. S.|শেষাংশ=Hajduković|ডিওআই=10.1007/s10509-012-0992-y|শিরোনাম=Quantum vacuum and virtual gravitational dipoles: the solution to the dark energy problem?|সাময়িকী=Astrophysics and Space Science|খণ্ড=339|সংখ্যা নং=1|পাতাসমূহ=1–5|তারিখ=2012|arxiv = 1201.4594 |বিবকোড = 2012Ap&SS.339....1H }}</ref><ref name="villata13">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|প্রথমাংশ=M.|শেষাংশ=Villata|ডিওআই=10.1007/s10509-013-1388-3|শিরোনাম=On the nature of dark energy: the lattice Universe|তারিখ=2013|সাময়িকী=Astrophysics and Space Science|খণ্ড=345|পাতা=1|arxiv=1302.3515|বিবকোড = 2013Ap&SS.345....1V }}</ref> অথবা সাধারণ আপেক্ষিকতার তত্ত্বের মহাকর্ষীয় নীতিগুলি থেকে বিচ্যুতি। [[জিডব্লিউ১৭০৮১৭]] (GW170817) নামক [[মহাকর্ষীয় তরঙ্গ]] ঘটনা থেকে পরিমাপ করা মহাকর্ষের বেগ, তমোশক্তির বিকল্প ব্যাখ্যা হিসেবে মহাকর্ষের বিভিন্ন পরিবর্তীত তত্ত্বকে বাতিল করে দিয়েছে।<ref>{{cite arxiv |title=Challenges to Self-Acceleration in Modified Gravity from Gravitational Waves and Large-Scale Structure |first1=Lucas|last1=Lombriser |first2=Nelson|last2=Lima |arxiv=1602.07670 |class=astro-ph.CO |date=24 February 2016}}</ref><ref>{{সংবাদ উদ্ধৃতি|ইউআরএল=https://phys.org/news/2017-02-quest-riddle-einstein-theory.html|শিরোনাম=Quest to settle riddle over Einstein's theory may soon be over|তারিখ=February 10, 2017|সংগ্রহের-তারিখ=October 29, 2017|ওয়েবসাইট=[[phys.org]]}}</ref><ref>{{সংবাদ উদ্ধৃতি|ইউআরএল=https://arstechnica.co.uk/science/2017/02/theoretical-battle-dark-energy-vs-modified-gravity/|শিরোনাম=Theoretical battle: Dark energy vs. modified gravity|তারিখ=February 25, 2017|সংগ্রহের-তারিখ=October 27, 2017|ওয়েবসাইট=[[Ars Technica]]}}</ref>

ব্যাকরিয়্যাকশন অনুমান (backreaction conjecture) নামের অন্য একটি নকশার<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি | ডিওআই = 10.1088/0264-9381/28/16/164008 | খণ্ড=28 | শিরোনাম=Backreaction: directions of progress | সাময়িকী=Classical and Quantum Gravity | পাতাসমূহ=164008|arxiv = 1102.0408 |বিবকোড = 2011CQGra..28p4008R }}</ref><ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি | ডিওআই = 10.1146/annurev.nucl.012809.104435 | খণ্ড=62 | শিরোনাম=Backreaction in Late-Time Cosmology | সাময়িকী=Annual Review of Nuclear and Particle Science | পাতাসমূহ=57–79|arxiv = 1112.5335 |বিবকোড = 2012ARNPS..62...57B }}</ref> ধারণা দেন বিশ্বতাত্ত্বিক সিসকি রাসানেন (Syksy Räsänen):<ref name="NS2007">{{সংবাদ উদ্ধৃতি|ইউআরএল=https://www.newscientist.com/article/dn11498-is-dark-energy-an-illusion/|শিরোনাম=Is dark energy an illusion?|তারিখ=2007|সংবাদপত্র=[[New Scientist]]}}</ref> মহাবিশ্বের প্রসারনের হার সমসত্ত্ব নয়, বরং আমরা এমন একটি অঞ্চলে রয়েছি যেখানে প্রসারনের হার পটভূমির চেয়ে বেশি। আদি মহাবিশ্বের অসমসত্ত্বতার কারণে দেওয়াল ও বুদবুদের সৃষ্টি হয়, যেখানে বুদবুদের ভিতরে গড় মানের চেয়ে কম পদার্থ থাকে। সাধারণ আপেক্ষিকতার তত্ত্ব অনুযায়ী এখানে স্থানের বক্রতা দেওয়াল গুলির চেয়ে কম, এবং সেজন্য মনে হয় যে এগুলির আয়তন বেশি ও প্রসারনের হার উচ্চ। অধিক ঘনত্ব যুক্ত অংশ গুলিতে উচ্চ মহাকর্ষীয় বলের প্রভাবে প্রসারনের হার মন্দীভূত হয়। সেজন্য, উচ্চ ঘনত্ব যুক্ত অংশ গুলির ভিতরের দিকে সংকোচন, ও বুদবুদ গুলির ত্বরণ যুক্ত প্রসারনকে এক‌ইরকম দেখায়, যা আমাদের এই সিদ্ধান্তে উপনীত করে যে মহাবিশ্ব ক্রমপ্রসারমাণ।<ref>{{ওয়েব উদ্ধৃতি|ইউআরএল=http://www.space.com/23025-doctor-who-tardis-regions-universe.html|শিরোনাম=A Cosmic 'Tardis': What the Universe Has In Common with 'Doctor Who'|কর্ম=Space.com}}</ref> এর সুবিধা হল যে এরজন্য তমোশক্তির মতো কোনো নতুন পদার্থবিজ্ঞান লাগে না। রাসানেন যদিও এই নকশাকে সম্ভাব্য বলে মনে করেন না, তবুও কোনো ত্রুটি না থাকায় এর একটি সম্ভাবনা রয়েই যায়। এরজন্য একটি উচ্চ ঘনত্ব বিচ্যুতির (২০%) প্রয়োজন।<ref name="NS2007" />

একটি চূড়ান্ত সম্ভাবনা হল যে তমোশক্তি হল পরিমাপের ত্রুটিজনিত একটি ভ্রমমাত্র। উদাহরণস্বরূপ আমরা যদি স্থানের মধ্যে সাধারণের চেয়ে অধিক শূন্য একটি অঞ্চলে অবস্থান করতাম, তাহলে পর্যবেক্ষণলব্ধ মহাবিশ্বের প্রসারনের হারকে সময় বা ত্বরণের ভিন্নতা হিসেবে ভুল করা যেতে পারত।<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Wiltshire |প্রথমাংশ=David L. |বছর=2007 |শিরোনাম= Exact Solution to the Averaging Problem in Cosmology |সাময়িকী=Physical Review Letters |খণ্ড=99 |সংখ্যা নং= 25|পাতা=251101 |ডিওআই=10.1103/PhysRevLett.99.251101 |pmid=18233512 |বিবকোড=2007PhRvL..99y1101W|arxiv = 0709.0732 }}</ref><ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |লেখক১=Ishak, Mustapha |লেখক২=Richardson, James |লেখক৩=Garred, David  |লেখক৪=Whittington, Delilah |লেখক৫=Nwankwo, Anthony  |লেখক৬=Sussman, Roberto  |ডিওআই=10.1103/PhysRevD.78.123531 |সাময়িকী=Physical Review D|শিরোনাম=Dark Energy or Apparent Acceleration Due to a Relativistic Cosmological Model More Complex than FLRW? |খণ্ড=78 |সংখ্যা নং=12 |পাতাসমূহ=123531 |বছর=2007 |arxiv=0708.2943|বিবকোড = 2008PhRvD..78l3531I}}</ref><ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|লেখক১=Mattsson, Teppo |ডিওআই=10.1007/s10714-009-0873-z|সাময়িকী=Gen. Rel. Grav.|খণ্ড=42|শিরোনাম=Dark energy as a mirage|সংখ্যা নং=3|পাতাসমূহ=567–599|বছর=2007|arxiv=0711.4264|বিবকোড = 2010GReGr..42..567M}}</ref><ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Clifton |প্রথমাংশ=Timothy |লেখক২=Ferreira, Pedro  |তারিখ=April 2009 |শিরোনাম= Does Dark Energy Really Exist? |সাময়িকী=Scientific American |খণ্ড=300 |সংখ্যা নং=4 |পাতাসমূহ=48–55 |ডিওআই= 10.1038/scientificamerican0409-48|ইউআরএল=http://www.sciam.com/article.cfm?id=does-dark-energy-exist |সংগ্রহের-তারিখ=April 30, 2009 |pmid=19363920|বিবকোড = 2009SciAm.300d..48C }}</ref> একটি ভিন্ন ধারণা [[ইকুইভ্যালেন্স নীতি]]র বিশ্বতাত্ত্বিক পরিবর্ধন ব্যবহার করে দেখাতে যে আমাদের নিকটবর্তী ছায়াপথ স্তবক (লোকাল ক্লাস্টার) ঘিরে থাকা শূন্য অঞ্চল গুলিতে স্থানের কীভাবে প্রসারন ত্বরান্বিত হচ্ছে বলে মনে হয়। দুর্বল হলেও কয়েক বিলিয়ন বছর ধরে চলা এই ক্রিয়া বিশেষ তাৎপর্যপূর্ণ, যা ক্রমপ্রসারমাণ মহাবিশ্বের ভ্রম সৃষ্টি করতে পারে, ও মনে হতে পারে যে আমরা একটি [[হাবল বুদবুদ]] এর ভিতর রয়েছি।<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি | ডিওআই = 10.1103/PhysRevD.78.084032|arxiv=0809.1183| শিরোনাম = Cosmological equivalence principle and the weak-field limit| সাময়িকী = Physical Review D| খণ্ড = 78| সংখ্যা নং = 8|পাতাসমূহ=084032| বছর = 2008| শেষাংশ১ = Wiltshire | প্রথমাংশ১ = D. |বিবকোড=2008PhRvD..78h4032W}}</ref><ref>{{ওয়েব উদ্ধৃতি|শেষাংশ=Gray|প্রথমাংশ=Stuart|শিরোনাম=Dark questions remain over dark energy|ইউআরএল=http://www.abc.net.au/science/articles/2009/12/09/2765371.htm|প্রকাশক=ABC Science Australia|সংগ্রহের-তারিখ=27 January 2013}}</ref><ref>{{সংবাদ উদ্ধৃতি|শেষাংশ=Merali|প্রথমাংশ=Zeeya|শিরোনাম=Is Einstein's Greatest Work All Wrong—Because He Didn't Go Far Enough?|ইউআরএল=http://discovermagazine.com/2012/mar/09-is-einsteins-greatest-work-wrong-didnt-go-far|সংগ্রহের-তারিখ=27 January 2013|সংবাদপত্র=Discover magazine|তারিখ=March 2012}}</ref> আরও অন্যান্য সম্ভাবনা গুলি হল যে মহাবিশ্বের ক্রমপ্রসারমাণতা একটি ভ্রম যার কারণ মহাবিশ্বের অন্যান্য অঞ্চলের সাপেক্ষে আমাদের আপেক্ষিক গতি,<ref>Wolchover, Natalie (27 September 2011) [http://www.msnbc.msn.com/id/44690771/ns/technology_and_science-science/#.ToNr_6h4Cdd 'Accelerating universe' could be just an illusion], MSNBC</ref><ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ=Tsagas|প্রথমাংশ=Christos G.|শিরোনাম=Peculiar motions, accelerated expansion, and the cosmological axis|সাময়িকী=Physical Review D|বছর=2011|খণ্ড=84|সংখ্যা নং=6|পাতাসমূহ=063503|ডিওআই=10.1103/PhysRevD.84.063503|বিবকোড = 2011PhRvD..84f3503T |arxiv = 1107.4045 }}</ref> অথবা ব্যবহৃত সুপারনোভা সমূহের সংখ্যা পর্যাপ্ত ছিলনা।<ref name="sarkar">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |ইউআরএল=http://www.nature.com/articles/srep35596|লেখক১=J. T. Nielsen |লেখক২=A. Guffanti |লেখক৩=S. Sarkar|শিরোনাম=Marginal evidence for cosmic acceleration from Type Ia supernovae |সাময়িকী=Nature Scientific Reports|তারিখ=21 October 2016|পাতা= 35596|খণ্ড=6 |নম্বর= |ISSN= |ডিওআই=10.1038/srep35596 |বিবকোড=2016NatSR...635596N|arxiv = 1506.01354 }}</ref><ref name="ox.ac.uk">{{ওয়েব উদ্ধৃতি|ইউআরএল=http://www.ox.ac.uk/news/science-blog/universe-expanding-accelerating-rate-–-or-it|শিরোনাম=The universe is expanding at an accelerating rate – or is it?|লেখক=Stuart Gillespie|ওয়েবসাইট=University of Oxford - News & Events - Science Blog ([[WP:NEWSBLOG]])|তারিখ=21 October 2016}}</ref>

==মহাবিশ্বের ভবিষ্যত সম্পর্কিত তত্ত্ব সমূহ==
{{আরও দেখুন|প্রসারমান মহাবিশ্বের ভবিষ্যৎ}}
মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের সঙ্গে সঙ্গে, বিকিরণ ও সাধারণ [[তমোবস্তু]]র ঘনত্ব, [[তমোশক্তি]]র ঘনত্বের চেয়ে দ্রুততর ভাবে হ্রাস পায়, (দেখুন [[অবস্থার সমীকরণ (বিশ্বতত্ত্ব)|অবস্থার সমীকরণ]]) ও ক্রমেই তমোশক্তি আধিপত্য লাভ করে। নির্দিষ্ট করে বললে, যখন মহাবিশ্বের আকার দ্বিগুণ হয়, তখন পদার্থের ঘনত্ব আটভাগ কমে যায়, কিন্তু তমোশক্তির ঘনত্ব প্রায় অপরিবর্তিত থাকে (তমোশক্তি যদি [[মহাজাগতিক ধ্রুবক‌‌‌]] হয় তবে এটি একটি ধ্রুবক) । <ref name=Ryden/>{{Page needed|date=February 2018}}

যেসব বিশ্বতাত্ত্বিক নকশায় তমোশক্তি একটি মহাজাগতিক ধ্রুবক‌‌‌, সেক্ষেত্রে সময়ের সঙ্গে সঙ্গে মহাবিশ্ব ক্রমশ এক্সপোনেন্সিয় ভাবে প্রসারিত হবে যতক্ষণ না পর্যন্ত একটি [[ডি-সিটার স্থান]]কালে উপনীত হয়। এর ফলে সময়ের সঙ্গে সঙ্গে মহাবিস্ফোরণের সমস্ত প্রমাণ লোপ পাবে, কারণ মহাজাগতিক অনুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ ক্রমশ নিম্ন প্রাবল্য ও উচ্চ [[তরঙ্গ দৈর্ঘ্য|তরঙ্গ দৈর্ঘ্যের]] দিকে লোহিত অপসরিত হবে। ক্রমেই এর কম্পাঙ্ক এত‌ই কম হবে যে এই বিকিরণ [[আন্তঃ নাক্ষত্রিক মাধ্যম]] দ্বারা শোষিত হবে ও ছায়াপথের মধ্যে থাকা যেকোনো পর্যবেক্ষকের দৃষ্টি থেকে ঢাকা পড়ে যাবে। মহাবিশ্বের বর্তমান বয়সের ৫০ গুন বয়সের কম সময়ের মধ্যেই এটি ঘটবে, যা মহাবিশ্বের দূরবর্তী অংশ গুলির অন্ধকারে ডুবে যাওয়ার মধ্য দিয়ে বিশ্বতত্ত্ব বলে আমরা যা জানি, তার অন্ত ঘটাবে।<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Krauss|প্রথমাংশ১=Lawrence M.|শেষাংশ২=Scherrer|প্রথমাংশ২=Robert J.|শিরোনাম=The return of a static universe and the end of cosmology|সাময়িকী=General Relativity and Gravitation|তারিখ=2007-06-28|খণ্ড=39|সংখ্যা নং=10|পাতাসমূহ=1545–1550|ডিওআই=10.1007/s10714-007-0472-9|arxiv = 0704.0221 |বিবকোড = 2007GReGr..39.1545K }}</ref>

অশূন্য মানের মহাজাগতিক ধ্রুবক যুক্ত একটি ক্রমপ্রসারমাণ মহাবিশ্বের একটি ক্রমহ্রাসমান পদার্থ ঘনত্ব রয়েছে যা একটি অনিশ্চিত বিন্দু পর্যন্ত হ্রাস পেতে থাকবে যতক্ষণ না পর্যন্ত পদার্থ ঘনত্বের মান শূন্যে পৌঁছায়। [[ইলেকট্রন]], প্রোটন, নিউট্রন দ্বারা গঠিত সমস্ত পদার্থ আয়নিত ও বিয়োজিত হবে, ফলস্বরূপ সমস্ত বস্তু ক্রমশ বিয়োজিত হবে।<ref>[[John Baez]], "The End of the Universe", 7 February 2016. http://math.ucr.edu/home/baez/end.html</ref>

[[মহাবিশ্বের অন্তিম পরিণতি]] সম্পর্কে অন্যান্য তত্ত্বের মধ্যে রয়েছে উপরে উল্লিখিত [[বিগ রিপ]], তাছাড়া [[বিগ বাউন্স]], [[বিগ ফ্রীজ]], [[বিগ ক্রান্চ]] ও সম্ভাব্য [[প্রোটন ক্ষয়]]।

==আরও দেখুন==
{{Div col|colwidth=30em}}
* [[ফ্রিদমান-ল্যমেত্র্‌-রবার্টসন-ওয়াকার মেট্রিক]]
* [[মহাজাগতিক ধ্রুবক]]
* [[স্কেল ফ্যাক্টর (বিশ্বতত্ত্ব)]]
* [[স্থির অবস্থা তত্ত্ব]]
* [[ল্যামডা-সিডিএম নকশা]]
* [[স্থানের মেট্রিক সম্প্রসারণ]]
* [[সুপারনোভা কসমোলজি প্রজেক্ট]]
* [[হাই-জেড সুপারনোভা সার্চ টিম]]
* [[একাধিক আবিষ্কারের তালিকা#একবিংশ শতাব্দী|একাধিক আবিষ্কারের তালিকা]]
{{div col end}}

==টীকা সমূহ==
{{সূত্র তালিকা|group=টীকা সমূহ}}

==তথ্যসূত্র ==
{{সূত্র তালিকা}}

[[বিষয়শ্রেণী:জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞান]]
[[বিষয়শ্রেণী:জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক ঘটনা]]
[[বিষয়শ্রেণী:জ্যোতির্বিজ্ঞান]]
[[বিষয়শ্রেণী:ভৌত বিশ্বতত্ত্ব]]
[[বিষয়শ্রেণী:ত্বরণ]]
[[বিষয়শ্রেণী:মহাবিস্ফোরণ তত্ত্ব]]