Космологический парадокс: что не так с расширением Вселенной?

Автор: Денис Аветисян

Новое исследование выявляет сложности в попытках разрешить напряженность Хаббла, связанную с расхождениями в оценках скорости расширения Вселенной.

Исследование демонстрирует, что замена набора данных SH0ES эквивалентным априорным распределением MM позволяет наложить ограничения на постоянную Хаббла, плотность материи относительно критической и абсолютную величину сверхновых типа Ia в модели ΛCDM, причём скорректированное априорное распределение MM приближает ограничения к исходным значениям, избегая двойного учета информации.

Модификации поздней истории расширения Вселенной сталкиваются с трудностями при одновременном согласовании с различными наборами данных, однако резкое изменение абсолютной звездной величины сверхновых типа Ia обеспечивает наилучшее соответствие.

Постоянное расхождение в оценках постоянной Хаббла, известное как напряженность Хаббла, ставит под вопрос стандартную космологическую модель. В работе ‘On the Difficulties with Late-Time Solutions for the Hubble Tension’ исследуются возможности разрешения этой проблемы путем модификации истории расширения Вселенной в поздние эпохи. Полученные результаты демонстрируют, что для одновременного соответствия данным SH0ES, DESI и сверхновым типа Ia требуется либо резкий скачок абсолютной звездной величины сверхновых на малых красных смещениях $z\sim0.01$ , либо нарушение соотношения двойственности расстояний $d_L(z)=(1+z)^2d_A(z)[latex]. Могут ли альтернативные подходы к калибровке расстояний, или новые физические модели темной энергии, предложить более устойчивое решение этой фундаментальной проблемы современной космологии?</p> <hr/> <h2>Танцующая Вселенная: Несоответствие в Определении Постоянной Хаббла</h2> <p>Современные космологические исследования столкнулись с серьезной проблемой: точные измерения постоянной Хаббла [latex]H_0$ , характеризующей скорость расширения Вселенной, дают различные результаты в зависимости от используемого метода. Определение, основанное на наблюдениях за сверхновыми типа Ia в относительно близкой Вселенной, не совпадает с оценкой, полученной из анализа реликтового излучения - отголоска Большого Взрыва. Данное расхождение, известное как “напряжение Хаббла”, представляет собой фундаментальную загадку, ставящую под сомнение стандартную космологическую модель ΛCDM и указывающую на возможность существования новой физики, выходящей за рамки наших текущих представлений о природе Вселенной. Разница в результатах не может быть объяснена погрешностями измерений и требует пересмотра базовых принципов, лежащих в основе космологических моделей.

Несоответствие в значениях постоянной Хаббла, известное как "Напряжение Хаббла", ставит под сомнение основы стандартной космологической модели ΛCDM. Полученные данные указывают на то, что Вселенная расширяется быстрее, чем предсказывает эта модель, основанная на измерениях космического микроволнового фона. Такое расхождение не может быть объяснено погрешностями измерений и требует пересмотра фундаментальных представлений о природе темной энергии, темной материи или даже самой гравитации. Вполне возможно, что для разрешения этого противоречия потребуется введение новых физических процессов или модификация существующих теорий, что открывает захватывающие перспективы для будущих исследований в области космологии и астрофизики. Разрешение "Напряжения Хаббла" может стать ключом к пониманию самых глубоких тайн Вселенной и ее эволюции.

Определение постоянной Хаббла $H_0$ неразрывно связано с построением так называемой "лестницы космических расстояний". В основе этой методики лежит использование "стандартных свечей", таких как сверхновые типа Ia, яркость которых позволяет определить расстояние до удаленных галактик. Дополнительно, важную роль играют "стандартные линейки" - барионные акустические осцилляции (BAO), представляющие собой характерные флуктуации плотности в распределении галактик, размер которых известен из ранней Вселенной. Комбинируя измерения, полученные с помощью этих объектов на разных расстояниях, астрономы стремятся откалибровать космическую шкалу и точно определить $H_0$ , однако расхождения в результатах, полученных разными методами, указывают на необходимость пересмотра существующих космологических моделей.

Анализ данных о расстояниях, полученных различными методами (включая цефеиды, сверхновые типа Ia и барионные акустические колебания), демонстрирует, что модели тёмной энергии с низким красным смещением не способны одновременно согласовать измерения SH0ES и другие космологические данные, приводя либо к несоответствиям между сверхновыми и барионными колебаниями, либо к резкому разрыву в зависимости от выбранной привязки данных.

За Пределами ΛCDM: Новые Модели Расширяющейся Вселенной

Одним из подходов к разрешению напряжения Хаббла является модификация стандартной космологической модели ΛCDM посредством введения новой физики, в частности, скалярных полей с неминимальным взаимодействием с гравитацией. Такие модели предполагают, что темная энергия характеризуется переменным уравнением состояния, отличным от постоянной космологической постоянной. Неминимальное взаимодействие скалярного поля с кривизной пространства-времени позволяет изменить эволюцию расширения Вселенной и потенциально согласовать различные измерения постоянной Хаббла $H_0$ . Введение подобных скалярных полей требует добавления новых параметров в космологическую модель и проверки их соответствия данным о космическом микроволновом фоне, крупномасштабной структуре Вселенной и сверхновым типа Ia.

Модели скалярных полей, предлагаемые в качестве альтернативы ΛCDM, постулируют изменение уравнения состояния темной энергии во времени. В стандартной модели ΛCDM уравнение состояния темной энергии считается постоянным, равным -1, что соответствует космологической постоянной. В предложенных моделях, это уравнение состояния параметризуется как $w(z)$ , которое может меняться в зависимости от красного смещения $z$ . Изменение $w(z)$ влияет на скорость расширения Вселенной, что позволяет скорректировать расхождения между измерениями параметра Хаббла $H_0$ , полученными из наблюдений за космическим микроволновым фоном (CMB) и сверхновыми типа Ia. Модели, такие как w0waCDM, допускают эволюцию $w(z)$ посредством добавления второго параметра, описывающего зависимость от красного смещения, что потенциально позволяет согласовать результаты, полученные на разных стадиях эволюции Вселенной.

Альтернативные космологические модели, такие как w0waCDM, HstepModel и MstepModel, направлены на разрешение противоречия между оценками постоянной Хаббла, полученными на ранних и поздних стадиях эволюции Вселенной. Наилучшее соответствие наблюдательным данным достигается моделями, демонстрирующими резкое изменение абсолютной звездной величины на очень малой красном смещении (z~0.01). Данный подход приводит к уменьшению хи-квадрат (Δχ²) на 40 единиц по сравнению со стандартной ΛCDM моделью, что указывает на статистически значимое улучшение соответствия данным.

Анализ показал, что наилучшее соответствие данным достигается для моделей с переходным красным смещением около 0.01, что свидетельствует о возможном отклонении от стандартной ΛCDM модели космологии, особенно для моделей Mstep и Hstep+Mstep, вложенных в расширенную историю эволюции с параметрами <span class="katex-eq" data-katex-display="false">w_{0}</span> и <span class="katex-eq" data-katex-display="false">w_{a}</span>. — Анализ показал, что наилучшее соответствие данным достигается для моделей с переходным красным смещением около 0.01, что свидетельствует о возможном отклонении от стандартной ΛCDM модели космологии, особенно для моделей Mstep и Hstep+Mstep, вложенных в расширенную историю эволюции с параметрами $w_{0}$ и $w_{a}$ .

Точность в Космологии: Методы Измерения Вселенной

В настоящее время наиболее точные измерения постоянной Хаббла (H₀) проводятся двумя ведущими коллаборациями: Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) и SH0ES. DESI использует метод барионных акустических осцилляций (BAO), рассматривая их как "стандартную линейку" для определения расстояний до галактик и, следовательно, вычисления H₀. Коллаборация SH0ES применяет альтернативный подход, основанный на измерении расстояний до сверхновых типа Ia и цефеид. Различия в используемых методах позволяют независимо проверить результаты и оценить систематические погрешности, что крайне важно для получения надежного значения H₀ и понимания эволюции Вселенной.

Инструмент DESI использует барионные акустические осцилляции (BAO) в качестве “стандартной линейки” для измерения расстояний во Вселенной. BAO представляют собой флуктуации плотности в барионной материи, возникшие в ранней Вселенной и запечатленные в распределении галактик. Анализ пространственного распределения галактик позволяет определить характерный масштаб BAO, который служит известной длиной для расчета расстояний. В то же время, коллаборация SH0ES использует сверхновые типа Ia и цефеиды для определения расстояний. Сверхновые типа Ia обладают почти одинаковой абсолютной светимостью, что позволяет определять расстояние по их кажущейся яркости. Цефеиды, являющиеся пульсирующими звездами, имеют прямую зависимость между периодом пульсации и светимостью, что также позволяет определить их абсолютную светимость и, следовательно, расстояние. Комбинация этих методов позволяет построить космологическую шкалу расстояний и уточнить значение постоянной Хаббла $H_0$ .

Точные измерения расстояний во Вселенной базируются на модуле расстояния - фундаментальной зависимости между наблюдаемой и абсолютной звездными величинами. Этот модуль позволяет калибровать космическую лестницу расстояний, последовательно определяя расстояния до всё более удалённых объектов. В рамках исследования, модель скалярного поля с неминимальным взаимодействием дала значение постоянной Хаббла (H₀) равное 72 км/с/Мпк, что является самым высоким значением среди исследованных моделей. Формула модуля расстояния выглядит следующим образом: $m - M = 5 \log_{10}(d) - 5$ , где m - наблюдаемая звездная величина, M - абсолютная звездная величина, а d - расстояние в парсеках.

Сравнение трех феноменологических моделей расширения Вселенной (с резким изменением скорости расширения, абсолютной величины сверхновых Ia и комбинацией <span class="katex-eq" data-katex-display="false">w_0w_a</span>CDM и изменения величины сверхновых) с ΛCDM показывает, что все три модели, характеризуемые лучшими значениями хи-квадрат (<span class="katex-eq" data-katex-display="false">\Delta\chi^2</span>) и красным смещением скачка (<span class="katex-eq" data-katex-display="false">z_t</span>), согласуются с данными от калибраторов Цефеид, сверхновых Ia и DESI BAO. — Сравнение трех феноменологических моделей расширения Вселенной (с резким изменением скорости расширения, абсолютной величины сверхновых Ia и комбинацией $w_0w_a$ CDM и изменения величины сверхновых) с ΛCDM показывает, что все три модели, характеризуемые лучшими значениями хи-квадрат ( $\Delta\chi^2$ ) и красным смещением скачка ( $z_t$ ), согласуются с данными от калибраторов Цефеид, сверхновых Ia и DESI BAO.

Значение и Будущие Направления: Взгляд в Завтрашнюю Космологию

Разрешение проблемы несоответствия постоянной Хаббла - это не просто уточнение космологических параметров, но и потенциальное указание на необходимость переосмысления представлений о темной энергии и расширении Вселенной. Существующие расхождения между локальными измерениями и предсказаниями, основанными на космологической модели ΛCDM, подразумевают, что стандартное описание темной энергии как космологической постоянной может быть неполным. Это, в свою очередь, может потребовать разработки новых теоретических моделей, включающих динамическую темную энергию, модифицированные теории гравитации или даже введение новых физических компонентов во Вселенную. Успешное разрешение данного противоречия может привести к революционным изменениям в понимании фундаментальных законов, управляющих эволюцией космоса, и открыть новые горизонты в изучении его природы.

Изучение природы темной энергии остается одной из центральных задач современной космологии. Более точные измерения космического микроволнового фона и крупномасштабной структуры Вселенной представляют собой критически важный путь к ее пониманию. Эти измерения позволят уточнить уравнение состояния темной энергии, определить, является ли она космологической постоянной или же ее плотность меняется со временем. Анализ флуктуаций температуры космического микроволнового фона, а также распределение галактик и скоплений галактик во Вселенной, способны предоставить ценные сведения о свойствах темной энергии и ее влиянии на расширение Вселенной. Такие исследования позволят проверить различные теоретические модели и приблизиться к разрешению существующих противоречий в определении скорости расширения Вселенной, известных как напряженность Хаббла.

Постоянное совершенствование методов "лестницы расстояний", наряду с независимыми измерениями, полученными с помощью гравитационных волн, обещает более надежное и точное определение постоянной Хаббла. Анализ различных космологических моделей показывает, что введение "ступенчатых" изменений в скорости расширения Вселенной на красном смещении около z~0.15 (модели Hstep+Mstep, w₀wa+Mstep) не приводит к существенному улучшению соответствия наблюдательным данным - величина Δχ² составляет лишь -16. Это указывает на то, что изменения в скорости расширения на более низких красных смещениях (ближе к нам) лучше согласуются с текущими наблюдениями, и дальнейшие исследования должны быть сосредоточены на этом диапазоне, чтобы прояснить природу напряженности Хаббла и возможные отклонения от стандартной космологической модели.

Представленное исследование, посвященное проблеме несоответствия постоянной Хаббла, подчеркивает сложность построения космологических моделей, способных одновременно объяснить данные различных источников. Авторы рассматривают модификации поздней стадии расширения Вселенной, однако сталкиваются с трудностями в согласовании результатов, полученных на разных красных смещениях. Наилучшее соответствие наблюдаемым данным достигается при допущении резкого изменения абсолютной звездной величины сверхновых типа Ia, что, тем не менее, приводит к отрыву калибровок, полученных на малых и больших расстояниях. Как заметил Макс Планк: «Научные истины не открываются, они завоевываются». Данная работа является очередным подтверждением этого принципа, демонстрируя, что поиск решения проблемы Хаббла требует не только новых теоретических подходов, но и критической оценки существующих методов и калибровок.

Что дальше?

Работа, представленная в данной статье, лишь подчеркивает глубину пропасти между наблюдаемой Вселенной и её теоретическим описанием. Попытки разрешить напряжённость Хаббла путём модификации истории расширения во поздние эпохи сталкиваются с неумолимой реальностью: согласовать все данные оказывается непосильной задачей. Предложенное решение, связанное с резким изменением абсолютной звёздной величины сверхновых типа Ia, выглядит наиболее привлекательным, однако оно, словно карта, не отражает океан. Отделение калибровок на малых красных смещениях от измерений на больших смещениях - это не столько решение, сколько признание нашей неспособности создать единую, непротиворечивую картину.

Когда свет изгибается вокруг массивного объекта, это напоминание о нашей ограниченности. Поиск новых “стандартных свечей”, более точных методов измерения расстояний, или, возможно, пересмотр фундаментальных законов физики - всё это лишь попытки заполнить зияющую пустоту в нашем понимании. Возможно, истина заключается не в уточнении моделей, а в признании их принципиальной неполноты.

Чёрная дыра - это не просто объект, это зеркало нашей гордости и заблуждений. Будущие исследования, вероятно, сосредоточатся на проверке предложенного сценария с резким изменением звёздной величины, а также на поиске независимых подтверждений или опровержений. Однако, не стоит забывать, что даже самые точные измерения - лишь мгновенные снимки, запечатлённые на горизонте событий нашего познания.

Оригинал статьи: https://arxiv.org/pdf/2602.06293.pdf

Связаться с автором: https://www.linkedin.com/in/avetisyan/

Смотрите также:

2026-02-09 18:26