در بخش دوم و آخر، به بررسی روش‌های تأیید یا تکذیب یکی از مهم‌ترین ِ این فرضیه‌ها، یعنی فرضیه «حفره عظیم» می‌شود. مطابق این فرضیه، آنچه کیهان‌شناسان امروزه «تغییر شتاب انبساط جهان در طول زمان» می‌خوانند و آن را به وجود نوعی مرموز از انرژی، موسوم به انرژی تاریک نسبت می‌دهند، در واقع «تغییر شتاب انبساط فضا در طول فضای ناهمگن» است، فضایی که می‌توان آن را درون یک حفره عظیم کیهانی تجربه کرد.

 

 

در نگاه نخست، البته خیلی زیاد. اگر نقشه توزیع یکنواخت کهکشان‌های همسایه را هم مدنظر نگیریم، فرض وجود چنین حفره‌ای، با توجه به نقشه سرتاسری تابش CMB که یکنواختی‌اش حتی به اندازه یک واحد در صدهزار هم تضمین شده است، به‌سرعت تسلیم می‌شود. اما در نگاه دقیق‌تر، حتی تابش CMB هم مدرک خوبی برای رد این فرضیه نیست.

 

یکنواختی تابش CMB صرفاً از آن روست که به هر طرف که بنگریم، جهان چهره یکسانی از خودش نشان می‌دهد. اگر این حفره تا حدودی کروی باشد و ما هم در مرکزش واقع شده باشیم، این نقشه لزوماً امکان وجود حفره را رد نمی‌کند. از این گذشته در نقشه‌های جزئی‌تر این تابش ِ باستانی، عوارض شگفت‌انگیزی دیده می‌شود که احتمالاً تنها با فرض ناهمگن بودنِ جهان بزرگ‌مقیاس، می‌‌توان توضیح‌شان داد.

 

در خصوص نحوه توزیع کهکشان‌ها هم باید گفت که نقشه‌برداری‌های فعلی، آنچنان بخش قابل توجهی از جهان رؤیت‌پذیرمان را پوشش نداده‌اند تا به قطعیت از نبود این حفره مطمئن شویم؛ آن هم حفره‌ای چنان گسترده که خصوصیات غریبش، فقط اشتباهی به بزرگی ِ انرژی تاریک را می‌تواند به ذهن کیهان‌شناسان متبادر کند. در این نقشه‌‌برداری‌ها، حفره‌ها و رشته‌های به‌ نسبت کوچکی آشکار شده‌اند که ابعادشان در حدود صدها میلیون سال نوری است؛ اما حفره‌ای که مدنظر ماست، تقریباً ده برابر آنهاست. در واقع اینکه آیا چنین نقشه‌برداری‌هایی را می‌توان مدرکی برای اثبات اصل کیهان‌شناختی قلمداد کرد یا نه، امروزه دستمایه بحث پُرکش و قوسی در محافل اخترشناسی‌ است. بررسی‌هایی که اخیراً توسط دیوید هوگ (David Hugh) و همکارانش از دانشگاه نیویورک انجام پذیرفته، نشان از این می‌دهد که درازای گسترده‌ترین ساختارهای یکپارچه جهان هستی، در حدود دویست میلیون سال نوری است؛ به‌طوریکه در مقیاس‌های فراتر از این مقدار، توزیع ماده بر اساس اصل کیهان‌شناختی، کاملاً یکنواخت فرض می‌شود. اما فرانچسکو سایلوس-لابینی (Francesco Sylos Labini) و همکارانش از مؤسسه انریکو فرمی شهر رُم مدعی‌اند که شناسایی گسترده‌ترین ساختارهای یکپارچه جهان هستی، بستگی به دامنه تحت پوشش نقشه‌برداری‌های‌مان دارد. شاید اصلاً ساختارهای گسترده‌تری هم وجود داشته باشد که تماشایشان میدان دید وسیع‌تری را می‌طلبد.

 

مثلاً فرض کنید نقشه منطقه‌‌ای به طول ١٥ کیلومتر را در اختیار داریم که جاده مستقیمی از یک سمت تا سمت دیگرش کشیده شده است. اگر بگوییم که طول بزرگترین جاده ممکن، ١٥ کیلومتر است، طبیعتاً اشتباه کرده‌ایم. برای تعیین طول یک جاده، ما محتاج نقشه‌ای هستیم که نقطه پایان تمام جاده‌های زمین را درون خودش جا داده باشد تا بتوان درازای حقیقی‌شان را به دست آورد. به همین ترتیب اگر ستاره‌شناسان در پی اثبات اصل کیهان‌شناختی هستند، باید به نقشه‌برداری‌های گسترده‌تر از گذشته هم متوسل شوند. فعلاً بحث بر سر این است که آیا نقشه‌برداری‌هایی که تاکنون انجام گرفته، از وسعت کافی برخوردار هستند یا خیر.

 

البته برای نظریه‌پردازانِ این حوزه هم هضم ایده حفره‌ای تا به این اندازه بزرگ که بخش قابل توجهی از جهان رؤیت‌پذیرمان را دربرگرفته باشد، کار ساده‌ای نیست. همه مدارک موجود، حکایت از این می‌کند که کهکشان‌ها و ساختارهای گسترده‌تری مثل رشته‌ها و حفره‌های کیهانی، محصول رشد ناگهانی ِ ناهمگنی‌های کوانتومی فضا در لحظات نخستین ِ پیدایش هستند، که به‌واسطه انبساط جهان، هم‌‌اکنون به ابعاد کیهانی درآمده‌اند و لذا می‌توان تعداد و ابعادشان را از روی نظریات فعلی مشخص کرد. طبق همین نظریات، ساختارهای کیهانی ِ غول‌آسایی که از یک ابعاد مشخص بزرگ‌تر باشند، رفته‌رفته کمیاب‌تر می‌شوند. بر این اساس، احتمال وجود حفره‌ای که ویژگی‌های انرژی تاریک را از خودش نشان بدهد، یک در ١٠ به توان ١٠٠ است! پس هرچند احتمال دارد حفره‌های غول‌آسایی در جهان وجود داشته باشد؛ اما شانس یافتن حتی یکی از آنها هم در پهنه جهان رؤیت‌پذیر ما فوق‌العاده کم است.

 

با این وجود هنوز احتمالات دیگری را هم می‌شود مطرح کرد. در اوایل دهه ١٩٩٠ میلادی، آندره لینده (Andrei Linde) که یکی از بنیانگذاران مدل استاندارد علم کیهان‌شناسی است، به اتفاق همکارانش از دانشگاه استنفورد، نشان دادند هرچند که شانس وجود حفره‌های غول‌آسای کیهانی کم است، اما باید این را هم مدنظر گرفت که سرعت انبساط چنین حفره‌هایی، از سایر نقاط شلوغ جهان بیشتر است و لذا به‌سرعت امکان دامن گستردنِ در حجمی به ابعاد جهان رؤیت‌پذیرمان را پیدا می‌کنند. پس احتمال حضور در چنین حفره‌ای که کل جهان‌مان را دربرگرفته، آنقدرها هم کم نیست. از این فرض، چنین نتیجه می‌شود که اصل کیهان‌شناختی (که می‌گوید جایگاه ما در پهنه جهان استثنایی نیست) را نبایستی با «اصل میان‌حالی» (Principle of Mediocrity) اشتباه گرفت (که می‌گوید ما به‌عنوان ناظرانِ این جهان، وضع و حالی کاملاً عادی داریم و صرفاً تماشاگریم). به عبارت دیگر، می‌توان هر دو اصل را صحیح فرض گرفت: یعنی ما تماشاگرانی ساده‌ایم، هرچند که جایگاه‌مان در پهنه کیهان، جایگاهی به‌خصوص و استثنایی ا‌ست.

 

 

با کمک چه رصدهایی می‌شود فهمید که جهان‌مان مملو از انرژی تاریک است؛ یا اینکه ما در مکانی استثنایی، مثلاً مرکز یک حفره عظیم کیهانی واقع شده‌ایم؟ کیهان‌شناسان برای آزمودن این حفره فرضی، نخست بایستی از رفتار فضا، زمان و ماده در اطراف این حفره خبر بگیرند. این رفتار را نخستین بار جورج لومتر (Georges Lemaître) در سال ١٩٣٣ میلادی تبیین نمود و یک سال بعد از آن، مستقلاً توسط ریچارد تولمن (Richard Tolman) ارائه شد و بعد از جنگ جهانی دوم هم توسط هرمان بوندی (Hermann Bondi) بسط پیدا کرد. در مدل‌سازی‌های این سه کیهان‌شناس، مقدار آهنگ انبساط فضا نه‌تنها تابع زمان است، بلکه به فواصل مختلف از یک نقطه فرضی هم ارتباط پیدا می‌کند و لذا به درد فرضیه‌ای که در مقاله‌مان مطرح شده می‌خورَد.

 

کیهان‌شناسان از طریق مدل لومتر-تولمن-بوندی، قادر به پیش‌بینی کمیت‌های مشاهده‌پذیر ِ متنوعی هستند. برای شروع، بد نیست همان ابرنواخترهایی را فرض بگیریم که زمینه‌ساز ارائه فرضیه انرژی تاریک شدند. بالطبع هرچه آمار این ابرنواخترها بیشتر باشد، شبیه‌سازی دقیق‌تری را هم از تاریخچه انبساط جهان می‌‌شود صورت داد. اما قاطعانه باید گفت که حتی چنین رصدهایی هم امکان رد فرضیه حفره غول‌آسا را ندارند؛ چراکه کیهان‌شناسان می‌توانند همین مجموعه‌داده‌های رصدی را طوری بازآفرینی کنند که دورنمای یک حفره کیهانی ِ متناسب با رصدها ترسیم شود. پس برای تفکیک فرضیه حفره غول‌آسا از انرژی تاریک، بایستی به سراغ خصوصیات منحصربفرد این حفره رفت.

 

طبق تنها دلیلی که در اختیارمان هست، شتاب انبساط جهان، امروزه در حداکثر مقدار خود است. برای اینکه حفره مزبور بتواند عیناً از خودش رفتارهای انرژی تاریک را به نمایش بگذارد، باید اصولاً از هر طرفی که به آسمان بنگریم، مقدار شتاب انبساط جهان هم با عمق رصدهای‌‌مان نسبت عکس داشته باشد؛ یعنی هرچه فواصل دورتر را به تماشا بنشینیم، از مقدار این شتاب کم شود. پس اصولاً باید تراکم ماده و انرژی هم به نسبت افزایش فاصله، بیشتر و بیشتر بشود. به عبارت دیگر اگر نمودار تراکم ماده و انرژی را نسبت به فاصله ترسیم کنیم، شکلی ساخته می‌شود که مثل کلاه نوک‌تیز یک جادوگر، اما به‌شکل وارونه است، به‌طوریکه ما در نوک آن واقع شده‌ایم. ولی مشکل اینجاست که پیش‌بینی‌های این نمودار دقیقاً برخلاف نقشه‌برداری‌هایی است از ساختارهای غول‌آسای کیهانی (نظیر ابرخوشه‌های کهکشانی) انجام پذیرفته است: یعنی نحوه توزیع این ساختارها کاملاً مستقل از فاصله‌‌شان است و برخلاف انتظارات‌مان، متراکم‌تر نمی‌شود. بدتر اینکه طبق شبیه‌سازی‌های علی وندرولد (Ali Vanderveld) و اینا فلانگان (Éanna Flanagan) از دانشگاه کرنل آمریکا، اگر این حفره بخواهد جایگزین خوبی برای انرژی تاریک باشد، آن‌وقت نمودار میزان تراکم ماده/انرژی نسبت به فاصله، در محل نوک کلاه، و درست در جایی که ما سکنی گزیده‌ایم، به یک «تکینگی» (Singularity) تبدیل می‌شود (یعنی تراکم ماده در اطراف ما بایستی بی‌نهایت اندک باشد)؛ حال‌آنکه در واقع چنین نیست.

 

پس اگر واقعاً پای یک حفره در میان است، بایستی توزیع ماده/انرژیِ آن هم طبق رصدها، یکنواخت باشد. در اینصورت امکان تشخیص حفره تقریباً از ما سلب خواهد شد؛ اما خوشبختانه یکنواختی ِ حفره طوری نیست که کاملاً آن را با انرژی تاریک اشتباه بگیریم. در واقع آهنگ تغییر شتاب انبساط جهان به نسبت فاصله، در یک حفره‌ی یکنواختِ کیهانی نیز قابل تشخیص است. ما در مقاله‌ای با همکاری کیت لند (Kate Land) از دانشگاه آکسفورد نشان داده‌ایم که رصد چندصد ابرنواختر دیگر، افزون بر صدها ابرنواختری که تاکنون تشخیص داده شده، کافی‌ست تا بحث را به یک نتیجه مشخص برسانیم. مأموریت‌هایی که به‌زودی با همین هدف آغاز به کار می‌کنند، شانس بسیار خوبی برای محک فرضیات فعلی‌مان هستند.

 

البته ابرنواخترها تنها راه حل عملی این مسئله هم نیستند. در سال ١٩٩٥ میلادی، جرمی گودمن (Jeremy Goodman) از دانشگاه پرینستون، راه حل جالبی را به پشتوانه بررسی تابش CMB ارائه داد. البته در آن زمان هنوز هیچ مدرکی دال بر وجود انرژی تاریک به دست نیامده بود و سؤال خاصی هم ذهن گودمن را درگیر نمی‌کرد. او فقط می‌خواست اصل کوپرنیکی را به اثبات برساند. ایده‌اش هم این بود که می‌توان از ابرخوشه‌های دوردست کهکشانی، به‌عنوان آینه‌‌هایی استفاده کرد که تابش CMB را منعکس می‌کنند و لذا بدینوسیله از نقطه‌‌نظر دیگری به جهان نگریست؛ یعنی چیزی شبیه به یک اتاق پرو ِ کیهانی. در واقع این خوشه‌ها کسر کوچکی از تابش CMB را منعکس می‌کنند و کیهان‌شناسان هم با تحلیل دقیق طیف این نورِ ِ انعکاسی قادرند تا حدودی از شکل و شمایل جهان‌مان از دید این خوشه‌ها خبر بگیرند. اگر این رصدها، تصویری کاملاً متفاوت از جهان آشنای پیرامون را ترسیم کنند، طبیعتاً این مدرک محکمی از حضور ما در یک حفره کیهانی، یا هر ساختار منحصربفرد دیگری خواهد بود.

 

گروهی از کیهان‌شناسان، اخیراً این ایده را محک زده‌اند. رابرت کالدول (Robert Caldwell) از کالج دارتموث و آلبرت استبینز (Albert Stebbins) از آزمایشگاه شتاب‌دهنده ملی فرمی واقع در شهر باتاویای ایالت ایلیونز آمریکا، دست به محاسبات دقیقی از ناهمگنی‌های تابش CMB زدند و خوان گارسیا-بلیدو (Juan García-Bellido) از دانشگاه مادرید و تروز هاگبول (Troels Haugbølle) از دانشگاه آرهوس دانمارک نیز مستقیماً به رصد خوشه‌های کهکشانی ِ دوردست پرداختند. اما هیچکدام از این دو گروه، موفق به کشف چنین حفره‌ای نشدند و تنها کاری که قادر به انجامش بودند، تجدید نظر در خصوصیات احتمالی ِ این حفره فرضی بود. ماهواره پلانک، که به‌تازگی فاز نخست نقشه‌برداری‌هایش از تابش CMB را به اتمام رسانده، بایستی بتواند محدودیت‌های سختگیرانه‌تری را پیش پای این فرضیه علَم کند و یا شاید حتی وجود چنین حفره‌ای را کاملاً منتفی بداند.

 

رهیافت سومی هم هست که توسط بروس باسِت (Bruce Bassett)، کریس کلارکسان (Chris Clorkson) و ترزا لو (Teresa Lu) - هر سه از دانشگاه کیپ‌تاون آفریقای جنوبی - ارائه شده است و آن، تعیین آهنگ انبساط فضا در نقاط مستقل کیهان است. اخترشناسان اغلب آهنگ انبساط جهان را به صورت تابعی از میزان قرمزشدگی نور کهکشان‌های دور تعیین می‌کنند. این قرمزشدگی، حاصلجمع تأثیر انبساط فضای مابین ما و آن کهکشان، بر نور کهکشان است. اما در این حاصلجمع، نمی‌توان به افت و خیزهای احتمالی ِ آهنگ انبساط فضا در طول زمان پی برد. پس بهتر است اثر قرمزشدگی را در فواصل مختلف آزمود و در نهایت تأثیر ناشی از قرمزشدگی ِ دیگر نقاط فضا را از نتیجه نهایی حذف نمود. البته انجام چنین کاری فوق‌العاده دشوار است و هنوز تا عملی شدن فاصله زیادی دارد. به جایش می‌شود نحوه تشکیل ساختارهای کیهانی در فواصل گوناگون از ما را زیر نظر گرفت. تشکیل و تحول کهکشان‌ها، تا حد زیادی تابع آهنگ انبساط فضای دور و برشان است. پس اخترشناسان قادرند که با بررسی این اجرام غول‌آسای کیهانی در فواصل مختلف از ما و همچنین توجه به مؤلفه‌هایی به غیر از انبساط فضا که بر تحول‌شان مؤثرند، دست به نقشه‌برداری از افت و خیزهای ناچیز و احتمالی موجود در آهنگ انبساط فضا طی دوره‌های مختلف عمر جهان بزنند.

  

احتمال اینکه ما در یک حفره عظیم کیهانی واقع شده باشیم، طرد بی‌چون و چرای اصل کیهان‌شناختی است؛ اما احتمالات ملایم‌تری را هم می‌شود مطرح کرد. مثلاً امکان دارد که جهان هستی فقط در مقیاس‌های فوق‌العاده گسترده – یعنی گستره‌تر از آن‌ چیزی که فعلاً فرض می‌شود - تابع اصل کیهان‌شناختی باشد، اما در واقع حفره‌ها و رشته‌های کهکشانی کوچکتری که در نقشه‌برداری‌های اخیر ظاهر شده‌اند، تأثیراتی شبیه به انرژی تاریک را از خودشان بروز بدهند. ترتابیر بیسواس (Tirthabir Biswas) و آلسیو نوتاری (Alessio Notari) از دانشگاه مک‌گیل کانادا، و همچنین والریو مارا (Valerio Mrra) و همکارانش از دانشگاه پادوای ایتالیا و دانشگاه شیکاگوی آمریکا، چنین فرضی را مورد توجه قرار داده‌اند. شکل جهان در مدل‌سازی‌های این دانشمندان، مثل پنیر سوئیسی است - یعنی در مجموع همگن و یکنواخت به نظر می‌رسد، حال‌آنکه در مقیاس‌های کوچکترش آکنده از حفره‌های ریز و درشت است. با این حساب، آهنگ انبساط فضا هم یکنواخت نخواهد بود و جا‌به‌جا تغییر می‌کند. پرتوهای نوری که از انفجارهای دوردست ابرنواختری تابش شده‌اند، پیش از آنکه به ما برسند، از میان چندین حفره کیهانی گذشته‌اند و افت و خیزهای متعددی که در آهنگ انبساط فضای واقع در مسیرشان وجود دارد، شدت نور و همچنین میزان قرمزشدگی‌شان را دستخوش تغییرات فراوان می‌کنند[؛ تغییراتی که ما آن‌ها را به حساب انرژی تاریک می‌گذاریم]. با این‌حال این ایده در حال حاضر آنقدرها امیدبخش نبوده است. یکی از ما (تیموتی کلیفتون)، به اتفاق جورف زونتز (Joseph Zuntz) از دانشگاه آکسفورد انگلستان، اخیراً نشان داده که بازسازی تأثیرات انرژی تاریک بر اساس این فرض، مستلزم وجود شمار فراوانی حفره رقیق کیهانی است که به شکل خاصی هم در فضا پراکنده شده‌ باشند.

 

احتمال دیگری نیز وجود دارد که انرژی تاریک، یک مخلوق ریاضی و محصول ناخواسته تقریب‌های متعددی باشد که کیهان‌شناسان اغلب در محاسبات خودشان اِعمال می‌کنند. ما برای تعیین آهنگ انبساط فضا، معمولاً ابتدا میزان ماده موجود در حجم معینی از فضا را محاسبه می‌کنیم و سپس آن را بر حجم مربوطه تقسیم کرده، و چگالی متوسط آن محدوده از فضا را محاسبه می‌‌کنیم. سپس این مقدار متوسط را در معادلات گرانشی اینشتین می‌گذاریم، تا آهنگ متوسط انبساط فضا به دست آید. هرچند که چگالی هر محدوده‌ای از فضا با سایر محدوده‌هایش فرق می‌کند، اما ما این اختلاف چگالی‌ها را به حساب انحراف از مقدار چگالی متوسط می‌گذاریم.

 

مشکل اینجاست که حل معادلات میدانی اینشتین برای توزیع میانگین ماده، و همچنین نتیجه‌ای که از آن حاصل می‌شود، با حل همین معادلات برای توزیع واقعی ماده یکسان نیست. به عبارت دیگر، ما به جای اینکه اول معادلات را حل کنیم و بعداً میانگین بگیریم، اول میانگین می‌گیریم و بعداً این معادلات را حل می‌کنیم.

 

حل همه معادلات مربوط به یک پدیده کوچک کیهانی هم کاری تقریباً غیرممکن است، چه برسد به یک تصویر مبهم از کل کیهان. برای همین ما به راه‌های ساده‌تری [مثل تقریب زدن] متوسل می‌شویم. توماس بوچرت (Thomas Buchert) از دانشگاه لیون فرانسه، دست به بررسی صلاحیت این تقریب‌های ریاضیاتی زده است. برای این کار، او متغیرهای تازه‌ای را به معادلات کیهان‌شناختی افزود تا نقش تقریب‌هایی را ایفا کنند که ما پیش از محاسبات نهایی اِعمال می‌‌کنیم. اگر حاصل این متغیرها عدد ناچیزی شود، طبیعتاً تبعات تقریب گرفتن آنقدرها جدی نخواهد بود؛ اما اگر اعدادْ بزرگ شوند، نمی‌شود از نقش تقریب گرفتن به سادگی گذشت. نتیجه این تحقیق، هنوز به قطعیت مشخص نیست. برخی پژوهش‌گران معتقدند که اثرات زیانبار تقریب گرفتن آنقدر هست که توهمی مثل انرژی تاریک را به وجود آورد؛ حال‌آنکه برخی هم معتقدند که اثرات تقریب گرفتن آنقدرها جدی نیست.

  

آزمایش‌های علمی ِ لازم برای تفکیک بهتر فرضیه‌های پشتیبانِ انرژی تاریک یا حفره کیهانی، در آینده نزدیک اجرا خواهد شد. «نقشه‌برداری بازمانده‌های ابرنواختری» به سرپرستی پیر آستیر (Pierre Astier) از دانشگاه پاریس، و همچنین فضاپیمای «مأموریت انرژی تاریک» که هم‌اکنون در مرحله طراحی‌ست، بایستی تاریخچه دقیق انبساط فضا را برایمان ترسیم کنند. کاوشگر پلانک، و چندین مأموریت دیگر ِ مستقر بر زمین و بالن‌های پرارتفاع، به زودی نقشه‌هایی فوق‌العاده دقیق‌تر از تابش CMB را تهیه خواهند کرد. «آرایه یک‌کیلومتر مربعی» (SKA)، که یک رادیوتلسکوپ غول آساست، قرار است در سال ٢٠٢٠ آغاز به کار کند و آمارگیری بی‌سابقه‌ای را از همه کهکشان‌های واقع در همسایگی‌مان صورت بدهد.

 

هرچند شروع این انقلاب حدود یک دهه پیش رخ داد، اما هنوز نمی‌توان پایانی برایش متصور شد.

 

 

۱) مدلی از کاوشگر اروپایی پلانک، حین انجام آزمایشات پیش از پرتاب / منبع: ESA

 

۲) اکثر فرضیاتی که می‌گویند ما در یک حفره‌ کیهانی واقع شده‌ایم، فرض را بر این می‌گیرند که ما در مرکز آن جای گرفته‌ایم؛ اما اگر از مرکزش فاصله داشته باشیم چطور؟ در آنصورت جهان اندکی یک‌وری به نظر خواهد رسید. هاوارد آلنز (Håvard Alnes) و موراد آمارزگیویی (Morad Amarzguioui) از دانشگاه اسلوی نروژ نشان داده‌اند که در اینصورت اصولاً بایستی تابش CMB هم در یک سمتِ آسمان اندکی گرم‌تر از سمت دیگرش باشد. جالب اینجاست که چنین عدم تعادلی که به «دوقطبی CMB» مشهور شده را مدت‌ها پیش رصد کرده‌ایم. هرچند که کیهان‌شناسان علت پیدایش این دوقطبی را به حرکت فضایی ِ منظومه شمسی نسبت به تمامیت کیهان تفسیر کرده‌‌اند و لذا آن را ناشی از پدیده جابجایی دوپلری دانسته‌‌اند، اما فرض یک‌وری بودن جهان را هم نمی‌شود نادیده گرفت.

از این گذشته، به نظر می‌رسد که ناهمگنی‌های پراکنده در پهنه تابش CMB، نسبت به یک محور ِ فرضی دارای تقارن‌اند. خوائو ماجیوجو (João Magueijo) و کیت لند (Kate Land)، از کالج سلطنتی لندن، این محور را «محور شرارت» (Axis of Evil) نامیده‌اند. چنین محوری که نشان از استثنایی بودنِ یک جهت خاص از آسمان می‌دهد و لذا در اصل کوپرنیکی مردود شمرده می‌شود، می‌تواند حاکی از این باشد که ما درون یک حفره کیهانی، اما در فاصله‌ای دورتر از مرکزش واقع شده‌ایم. وجود یک محور تقارنِ خاص در جهان، پیامدهای دیگری نظیر جابجایی دسته‌جمعی بخش اعظم ساختارهای کیهانی در سمت و سویی مشخص را هم می‌تواند به‌دنبال داشته باشد. چندین پژوهشگر مدعی‌اند که چنین «جریان تاریک»ی را پیدا کرده‌اند؛ اما هنوز بحث و جدل زیادی در این زمینه وجود دارد.

هرچند که نسبت دادن همه این رصدها به فرض حضورمان در یک حفره کیهانی کاری وسوسه‌انگیز است، اما رویهمرفته توصیف واحدی از خصوصیات این حفره را نمی‌توان از روی این رصدها فهمید. اول آنکه جهت استثنایی ِ تعریف‌شده در هرکدام از این مشاهدات، منحصربفرد است و مجموعاً همخوانی چندانی با هم ندارند؛ و علاوه بر این، با در نظر گرفتن شدت اختلاف دمای مشاهده شده در دوقطبی CMB، ما باید حدود ٥٠ میلیون سال نوری از مرکز حفره فاصله داشته باشیم؛ که این، کسر بسیار کوچکی از ابعاد کل حفره مدنظرمان خواهد شد.