|
Темная энергия меняет свой знак
|
|
|
|
Почти столетие астрономы знают, что Вселенная расширяется. В конце 1990-х годов две независимые группы, Проект космологии сверхновых под руководством Саула Перлмуттера и Группа поиска сверхновых с высоким Z-сдвигом под руководством Брайана Шмидта и Адама Рисса, обнаружили нечто странное: расширение ускоряется. Это открытие принесло им Нобелевскую премию по физике 2011 года. Ведущее объяснение этого ускорения — «темная энергия», таинственная сила, обычно моделируемая как постоянная, называемая лямбда, которая раздвигает пространство. В сочетании с холодной темной материей это дает нам модель LCDM, стандартную картину космоса за последние 25 лет.
|
|
|
|
Модель LCDM оказалась удивительно успешной. Она соответствует наблюдениям космического микроволнового фона (КМБ), то есть остаточному свечению от Большого взрыва, а также картам скоплений галактик и яркости взрывающихся звезд, называемых сверхновыми типа Ia. Но есть одна насущная проблема: расхождение Хаббла.
|
|
|
|
Космологи предположили, что темная энергия меняет знак на протяжении космической истории. Новый строгий анализ, опубликованный в журнале Physical Review D, проверяет, действительно ли это устраняет разрыв.
|
|
|
|
|
|
|
Расхождение Хаббла
|
|
|
|
Постоянная Хаббла, H0, описывает, как быстро расширяется Вселенная сегодня. Существует два основных способа ее измерения. Один использует реликтовое излучение, по сути, «предсказывая» сегодняшнюю скорость расширения на основе физики ранней Вселенной. Другой измеряет ее напрямую, используя близлежащие сверхновые, откалиброванные по пульсирующим звездам, называемым цефеидами. Эти два метода постоянно расходятся на пять-семь стандартных отклонений, что слишком много, чтобы быть совпадением или простой ошибкой измерения. Возможно, в нашей картине Вселенной чего-то не хватает.
|
|
|
|
Это несоответствие подпитывало десятилетие предлагаемых решений, от новых частиц до модифицированной гравитации. Одна популярная группа идей предполагает, что сама темная энергия не постоянна; она меняется на протяжении космической истории.
|
|
|
|
Представляем LsCDM: тёмная энергия, меняющая знак
|
|
|
|
Одна из таких моделей, называемая LsCDM, сохраняет большинство составляющих LCDM, но добавляет одну особенность. Вместо того чтобы постоянно раздвигать пространство, предполагается, что космологическая постоянная когда-то была отрицательной, фактически притягивая материю друг к другу, почти как обычная гравитация, прежде чем измениться на положительную в какой-то момент истории Вселенной, примерно когда Вселенной было меньше одной трети её нынешнего возраста. После этого изменения она ведёт себя как обычная тёмная энергия, раздвигая пространство, как обычно. Более ранние исследования показали, что это единственное изменение может ослабить как «натяжение Хаббла», так и связанное с ним несоответствие, называемое «натяжением S8», не нанося ущерба успеху модели в объяснении ранней Вселенной.
|
|
|
|
Но действительно ли «ослабление натяжения» означает, что модели согласны?
|
|
|
|
Именно здесь вступает в дело наше новое исследование. Нас интересует не сама физика LsCDM, а то, как космологи обычно измеряют «натяжение» между наборами данных.
|
|
|
|
Обычно разброс измерений рассматривается как колоколообразная кривая (гауссово распределение), и задается вопрос, сколько стандартных отклонений разделяет два результата, подобно вычислению погрешности в бейсболе. Но реальные космологические данные не всегда ведут себя как аккуратные колоколообразные кривые. Когда один набор данных очень точен, а другой сравнительно неточен и несбалансирован, этот упрощенный подход может сильно завышать или занижать реальную серьезность расхождения.
|
|
|
|
Для проверки этого мы объединили новейшие данные CMB (со спутника Planck, Атакамского космологического телескопа и Южно-Полюсного телескопа), новейшие измерения скоплений галактик с помощью спектроскопического инструмента для изучения темной энергии (DESI) и каталог сверхновых Pantheon Plus, откалиброванный с помощью локальных измерений цефеид проекта SH0ES.
|
|
|
|
Мы провели несколько статистических тестов как для стандартной модели LCDM, так и для ее расширения LsCDM, используя не только стандартное «эмпирическое правило», но и более строгие методы, не предполагающие гауссовское распределение, а также проверку, называемую апостериорным прогностическим тестированием, которая задает вопрос: если бы эта модель была верна, насколько вероятно, что мы измерили бы то, что измерили на самом деле?
|
|
|
|
Наши результаты рассказывают две совершенно разные истории. С одной стороны, картина однозначно обнадеживает: как только мы выходим за рамки грубых статистических упрощений и используем точные, негауссовы методы, данные по КМБ и кластеризации галактик оказываются удивительно хорошо согласующимися друг с другом в обеих моделях. Основа космологии ранней Вселенной прочна.
|
|
|
|
Но добавьте измерения от близлежащих сверхновых, и история меняется. И LCDM, и LsCDM имеют реальные, нерешенные противоречия. Да, модель с изменением знака действительно сдвигает предсказания в правильном направлении, к локально измеренной скорости расширения, но наблюдаемая нулевая гипотеза H0 все еще находится в удивительно маловероятной области предсказаний модели. Прогресс, а не застой.
|
|
|
|
Это важно не только для конкретных моделей, которые мы тестировали. Это хорошее напоминание о том, что заявленные прорывы в разрешении космологических противоречий иногда могут быть всего лишь артефактом чрезмерно упрощенной статистики, а не реальным физическим пониманием. Строгие, негауссовы диагностические методы позволяют преодолеть эту неопределенность: LCDM одерживает реальную, но частичную победу, однако проблема Хаббла остается упорно нерешенной. Для ее полного разрешения потребуются более качественные данные, более точная теория или и то, и другое.
|
|
|
|
Источник
|
