Samanyolu, Andromeda ve yaklaşık 60 küçük galaksiden oluşan yerel grup, bizimle kütleçekimsel olarak bağlı olan tek sistemdir. Eğer bir galaksiyi, parçası olduğu kütleçekimsel yapının (örneğin bir galaksi çifti, grup veya küme) bir parçası olarak düşünürsek bu yapının tamamı bizden uzaklaşmaktadır. Bu uzaklaşma, ışığın sistematik olarak daha uzun dalga boylarına kaymasına, yani kozmik bir kırmızıya kaymaya neden olur. Bir galaksi ne kadar uzaktaysa ortalama olarak kırmızıya kayması da o kadar büyüktür. Bu durum, evrenin genişlemekte olduğunu göstermektedir.
Ayrıca çok uzun kozmik zaman aralıklarında gözlem yapacak olsaydınız bu galaksinin bizden uzaklaşma hızının arttığını fark ederdiniz. Zaman geçtikçe bu galaksinin ışığı daha fazla kırmızıya kayar, bu da evrenin yalnızca genişlemediğini, aynı zamanda hızlandığını gösterir. Kütleçekimsel olarak bize bağlı olmayan herhangi bir galaksinin gözlemlenen hızı zamanla artar ve sonunda ışık hızıyla bile erişilemez hale gelir. Ancak evrenin genişleme hızını, genelde Hubble sabiti dediğimiz oranı, ölçseydik bu hızın zamanla artmak yerine aslında azaldığını görürdük.
Peki hızlanan bir evrende bu nasıl mümkün olur?
Farkına varmamız gereken ilk şey, yerçekimi teorimizde -Einstein'ın genel görelilik teorisi- evrenimizdeki madde ve enerji ile uzay-zamanın davranış şekli arasında muazzam güçlü bir ilişki olduğudur. Mevcut madde ve enerjinin varlığı, miktarı ve türleri uzay-zamanın zaman içinde nasıl eğrildiğini ve geliştiğini belirler ve bu eğri uzay-zamana, maddeye ve enerjiye nasıl hareket edeceğini söyler.
Einstein’ın teorisi son derece karmaşıktır. Genel Görelilik’teki ilk tam çözümün bulunması aylar sürdü ve bu, içinde dönmeyen ve yüksüz bir noktasal kütlenin bulunduğu bir evren içindi. Aradan 100 yıldan fazla zaman geçmiş olmasına rağmen, hâlâ yalnızca yaklaşık iki düzine tam çözüm bilinmektedir.
Neyse ki, bunlardan biri, her yerde eşit miktarda madde, radyasyon ve aklınıza gelebilecek diğer enerji türleriyle eşit şekilde dolu bir evren içindir. Evrene baktığımızda ve ölçüm yaptığımızda, en büyük kozmik ölçeklerde gördüğümüz şeyin bu tanıma uyduğunu fark ediyoruz.
Her yerde aynı miktarda maddeyle dolu bir evren, en erken dönemlerden (kozmik mikrodalga arka planında izlerini gördüğümüz) günümüze (galaksileri ve kuasarları sayabildiğimiz) kadar, tam olarak sahip olduğumuz şey gibi görünüyor. Ve eğer bu, yaşadığınız evren ise bulunduğumuz uzay-zamanı tanımlayan özel bir çözüm vardır: Friedmann Lemaître Robertson Walker uzay-zamanı.
Bu uzay-zamanın bize anlattıkları gerçekten dikkate değer. Denklemin bir tarafında, var olabilecek tüm enerji türlerini görürüz:
Normal maddeAntimaddeKaranlık maddeNötrinolarRadyasyon (örneğin fotonlar)Karanlık enerjiUzaysal eğrilik ve diğer hayal edebileceğimiz diğer her şey.
Peki ya diğer tarafta? Hızla fark ettiğimiz şey, uzay dokusunun zamanla nasıl değiştiğini ifade eden bir şeydi: ya genişliyor ya da daralıyordu. Bunun hangisinin doğru olduğunu ise ancak gözlemlerle anlayabiliriz.
Bazıları tarafından evrendeki en önemli denklem olarak adlandırılan bu tek denklem, bize evrenin zaman içinde nasıl evrildiğini anlatır. Bunun ne anlama geldiğini bir düşünün: Evrenin genişleme veya daralma hızı, içindeki tüm madde ve enerjinin -tüm farklı biçimleriyle- toplamına doğrudan bağlıdır.
Biz bunu ölçmeden önce, yaygın varsayım, evrenin ne genişlediği ne de daraldığı, statik olduğu yönündeydi. Einstein, denklemlerinin maddeyle dolu bir evrenin yerçekimsel çöküşe karşı kararsız olacağını fark ettiğinde, yerçekimi kuvvetini tam olarak dengelemek için bir kozmolojik sabit ekledi; evrenin Büyük Çöküş ile içine çökmesini engellemek için düşünebildiği tek yol buydu.
