- За последние несколько десятилетий астрофизики и космологи сформировали далеко идущую «консенсусную картину» Вселенной: инфляционный горячий Большой взрыв с ΛCDM, при этом темная энергия и темная материя доминируют в нашей Вселенной.
- За последние 25 лет многие рассматривали нестандартные альтернативы космологической постоянной темной энергии, но данные наблюдений всегда согласовывались с самой простой и стандартной формой темной энергии: Λ Эйнштейна.
- Однако с последними данными DESI они представили самые веские доказательства того, что темная энергия все-таки может эволюционировать, и, в частности, что она ослабевает с течением времени. Чтобы убедить большинство космологов, потребуется больше доказательств.
Итан Сигел — автор
В науке есть чрезвычайно мощная идея, которую мы принимаем как должное, но применяем все время. Идея проста: если мы знаем законы и правила, управляющие физической системой, и мы также знаем, каковы начальные условия этой системы, то мы можем применить известные правила к этим начальным условиям и развить нашу систему вперед во времени, делая изысканные предсказания для свойств этой системы в любое время. Мы можем даже сделать это для всей Вселенной, с начальными условиями, заданными инфляционным горячим Большим взрывом и типами энергии, присутствующими в нашей Вселенной, а затем развить ее вперед, чтобы сформировать атомные ядра, нейтральные атомы, звезды, галактики и большую космическую паутину, все по мере того, как Вселенная расширяется и остывает.
Наша стандартная картина для этого сценария, которая сложилась в конце 1990-х и начале 2000-х годов, сегодня известна просто как ΛCDM. Λ обозначает темную энергию, которая, как предполагается, является космологической постоянной Эйнштейна (из общей теории относительности) в ее простейшей форме и составляет 68% от общей энергии Вселенной сегодня. CDM обозначает холодную темную материю, которая составляет большую часть остальной части космического энергетического бюджета (27%), а оставшиеся 5% состоят из обычной атомной материи, плюс немного больше в форме фотонов и нейтрино. Хотя эта картина превосходна, она не идеальна. Напряжение Хаббла показывает нам, как измерение Вселенной разными способами приводит к разным значениям скорости расширения. Существует напряжение в том, как быстро формируется структура в определенных масштабах: напряжение Сигма-8 . И теперь, с последним выпуском данных от сотрудничества DESI , у нас есть веские, но не подавляющие доказательства в пользу эволюционирующей темной энергии . Но, несмотря на некоторые очень интригующие заявления, вещи не обязательно указывают на космическую революцию. Вот наука, которую должен понимать каждый.
Кредит : Сол Перлмуттер/Калифорнийский университет в Беркли
Еще в конце 1990-х годов астрономы представили первые веские доказательства — основанные на данных о сверхновых типа Ia (от взрывающихся белых карликов) — которые показали, что на больших космических расстояниях световые сигналы, которые мы видели, были необычно слабыми: слабее, чем указывали стандартные предсказания. Возможно, что-то новое было в игре, раздвигая Вселенную и заставляя свет от этих далеких объектов растягиваться или смещаться в красную область на большую величину, чем предполагалось. Почему эти сверхновые кажутся слабее, чем ожидалось, на больших расстояниях? Одно из объяснений состояло в том, что Вселенная состоит не только из материи и излучения, но и из нового ингредиента: некой формы темной энергии, которая не становится менее плотной даже при расширении Вселенной. Доказательства этой интерпретации были интересными, но не подавляющими, когда впервые были представлены в 1998 году. Другие, альтернативные объяснения сохранялись.
- Могут ли некоторые из этих фотонов осциллировать в «невидимую» частицу, например аксион, заставляя эти сверхновые казаться более тусклыми? Это нужно было исключить как причину.
- Была ли дополнительная пыль на раннем этапе космической истории, из-за которой эти объекты казались тусклее, поскольку свет был заблокирован? Нам пришлось посмотреть на красные и синие части света, чтобы понять, что нет, это не могла быть настоящая, физическая пыль.
- Может ли быть новый тип не зависящей от длины волны, или серой, пыли, которая блокирует свет? Нам нужно было пойти глубже и наблюдать переход между темной энергией и доминированием материи, чтобы исключить это.
К середине 2000-х годов все эти «разумные» альтернативы были исключены, и появились доказательства из других, независимых источников — в частности, из реликтового излучения (CMB) и крупномасштабной структуры (LSS или BAO, если мы используем сигнал барионных акустических колебаний от формирования структуры), — указывающие на темную энергию, даже если мы игнорировали доказательства от сверхновых.
Кредит : Проект космологии сверхновых, Аманулла и др., ApJ, 2010 г.
Стоит взглянуть на график выше, хотя он довольно старый, по состоянию на 2025 год, чтобы понять, что показывает этот последний пункт. Вы можете видеть, что на двух осях (x и y) есть два символа: Ω m и Ω Λ , которые представляют дробную плотность материи (Ω m ) и дробную плотность темной энергии (Ω Λ ), где различные ограничения из:
- сверхновые,
- крупномасштабная структура (или БАО),
- и CMB,
все показаны вместе. В идеальном мире эти три набора данных были бы согласованы друг с другом, вместе, и когда вы объедините их, вы сможете точно определить, каковы на самом деле плотности материи и темной энергии в нашей Вселенной.
Конечно, показывать эти три набора данных вместе, с Ω m и Ω Λ в качестве единственных «переменных», с которыми разрешено возиться, немного неискренне и неполно. В действительности, есть много разных параметров, которые считаются «фиксированными», но которые, на самом деле, не обязательно будут определены как идентичные, когда вы смотрите на разные наборы данных. В частности, есть такие параметры, как:
- возраст Вселенной (с момента начала горячего Большого взрыва),
- скорость расширения Вселенной сегодня (т.е. постоянная Хаббла ),
- сумма масс различных видов нейтрино,
- и уравнение состояния темной энергии (w, котороепредполагается равным w = -1, точно, для случая, когда темная энергия является космологической постоянной, но которое может иметь другое значение или может эволюционировать в общем случае),
среди прочего. Еще в 2010-х годах, когда у нас были данные от COBE и WMAP, но только начали поступать первые данные от Planck, были предприняты некоторые попытки наглядно продемонстрировать эти вырождения.
Кредит : Planck Collaboration; Аннотации: E. Siegel
Взгляните, например, на график выше, который показывает данные CMB (из первого выпуска данных Planck) примерно 10-12-летней давности. Как вы видите, вы можете иметь:
- большие значения для Ω Λ , около 75%, и малые значения для Ω m , около 25%, если скорость расширения Хаббла велика, около 75 км/с/Мпк,
- или равные значения для Ω Λ и Ω m , по 50% каждое, если скорость расширения Хаббла очень низкая, около 55 км/с/Мпк,
- или вы можете взять точку «наилучшего соответствия», где Ω Λ составляет около 68%, а Ω m — около 32%, а скорость расширения Хаббла составляет около 67 км/с/Мпк,
а также множество различных комбинаций, некоторые из которых даже более экстремальны, чем значения, выбранные для этих трех примеров. Это то, что ученые называют вырождением параметров: тот факт, что существует множество возможных комбинаций этих различных космологических свойств нашей Вселенной, которые могут соответствовать данным. Если вы посмотрите на любой набор данных сам по себе, например, данные о сверхновых типа Ia, сигналы реликтового излучения или барионных акустических колебаний (BAO), вы не получите очень хороших ограничений на все эти параметры вместе; вы получите ряд результатов, которые все правдоподобны. Вот почему мы часто объединяем эти несколько наборов данных: чтобы синтезировать как можно больше информации вместе и максимально ужесточить наши ограничения. Однако это сопряжено со своей собственной опасностью: опасностью переобучения. Если мы объединим слишком много данных, и эти данные не все взаимно согласованы, мы рискуем сделать выводы о какой-то космической эволюции, которая может быть нереальной. Когда имеет место вырождение, вы не можете быть уверены в том, какой именно «компонент» бросает вызов вашим простым ожиданиям.
Фото : Клэр Ламман и сотрудничество DESI.
Теперь давайте перейдем к сегодняшнему дню. У нас есть лучшие измерения РКФ, включая его поляризацию, не только от Planck, но и от других коллабораций, таких как ACT. У нас есть два независимых набора богатых высококачественных данных о сверхновых: от Pantheon+ и от коллаборации Union. И хотя есть новые обзоры данных барионных акустических колебаний (BAO), которые скоро дадут огромные объемы высококачественных данных — от Euclid ЕКА , Нэнси Роман НАСА, обсерватории Веры Рубин НФС и даже новой миссии SphereX Калтеха — лучшее, что у нас есть прямо сейчас, это DESI: Dark Energy Spectroscopic Instrument .
В прошлом году DESI выпустили свой самый первый релиз данных и пришли к захватывающему выводу: что собранные ими данные, которые являются данными BAO, указывают на то, что темная энергия может не быть космологической константой, а вместо этого показывают слабые, но ненулевые доказательства того, что темная энергия эволюционирует , в частности, ослабевая с течением времени. Пока у нас нет превосходных, возможно, даже окончательных данных от Евклида, Романа и Рубина, нам просто приходится полагаться на лучшие данные, которые у нас есть. К счастью для всех нас, DESI только что выпустили свой второй релиз данных , и то, что они сделали, это увеличили мощность, глубину и покрытие неба своими данными. Теперь в их обзор включено более 14 миллионов галактик и квазаров: самый большой набор данных о крупномасштабных структурах, когда-либо собранный.
Кредит : DESI DR1 и DR2; Кристиан Гарсиа-Кинтеро
Теперь вы, вероятно, слышали всевозможные дикие заголовки с тех пор, как эти результаты были объявлены совсем недавно: 17/18 марта 2025 года . Подавляющее большинство утверждало, что темная энергия больше не согласуется с космологической постоянной, и что вместо этого эти данные решительно благоприятствуют форме темной энергии, которая была сильнее в прошлом, и теперь, как наблюдалось, ослабевает в поздние времена. Если объединить эти данные о крупномасштабной структуре с данными о сверхновых и космическим микроволновым фоном, это будет весьма существенно: с предпочтениями для динамической темной энергии (где параметр для уравнения состояния темной энергии, w, не всегда равен -1, а эволюционирует со временем/красным смещением/расширением Вселенной) в диапазоне от 2,8 до 4,2 сигма-значимости. Это не совсем достигает «золотого стандарта» 5-сигма-значимости, но приближается к нему. Однако этот вывод — несмотря на то, как широко он был представлен — совершенно преждевременный, исходя из имеющихся у нас данных. В конце концов, мы только что закончили обсуждать, что данные «наилучшего соответствия» любому из индикаторов сами по себе не могут научить нас многому с точки зрения ограничений. Сотрудничество DESI знает это и видит это. Например, на одном из рисунков в их недавней статье они выделяют различные вероятности, которые появляются для измерения общей плотности материи Вселенной сегодня: параметр, известный как Ω m . Они рассмотрели:
- Первый выпуск данных DESI (DR1),
- Второй выпуск данных DESI (DR2),
- лучшие данные от CMB (от Planck),
- и три различных обзора сверхновых: Pantheon+, Union и DESY5 .
Кредит : DESI Collaboration/M. Abdul-Karim et al., Результаты DESI DR2, 2025 г.
Как вы можете ясно видеть выше, существует широкий спектр предпочтительных значений, от значений ~29% для данных BAO от DESI до значений ~32% для CMB и значений ~34-37% для данных о сверхновых, в зависимости от выбранного набора данных. Что должно поразить вас больше всего, так это то, что данные BAO в некоторой степени согласуются с данными CMB, и что данные CMB в некоторой степени согласуются с данными о сверхновых (больше с данными Pantheon+, чем с данными Union), но что данные BAO и сверхновых на самом деле не «играют хорошо» вместе в этом отношении. Как будто эти два разных типа наборов данных тянут космологические параметры, даже такие базовые, как плотность материи Вселенной, в двух разных направлениях, причем данные BAO тянут их к более низким значениям, а данные о сверхновых тянут их к более высоким значениям.
Затем вы можете спросить, что происходит, когда вы:
- посмотрите на данные DESI сами по себе,
- посмотрите на данные DESI вместе с данными CMB,
- и посмотрите на данные DESI с данными CMB и данными о сверхновых, объединенными вместе,
и посмотрите, что это вам скажет о темной энергии. Один из распространенных способов взглянуть на темную энергию — предположить, что это космологическая константа (w = -1), но если темная энергия эволюционирует, то вы можете рассмотреть возможность иметь что-то под названием w 0 , где это значение w сегодня, и второй параметр, w a , который количественно определяет, как w эволюционирует с расширением Вселенной, поскольку «a» в космологии — это размер Вселенной в заданную эпоху в прошлом по сравнению с ее размером сегодня. Сотрудничество DESI сделало именно это, и вот результаты.
Кредит : DESI Collaboration/M. Abdul-Karim et al., Результаты DESI DR2, 2025 г.
Там, где пересекаются две пунктирные линии, для w a = 0 и w 0 = -1, это представляет случай постоянной, неразвивающейся темной энергии. Если вы посмотрите на пунктирные контуры на самом левом графике, вы увидите, что данные DESI сами по себе могут быть эволюционирующими, но они также могут согласовываться с неразвивающейся темной энергией. Только если вы добавите дополнительные наборы данных, такие как данные CMB и/или сверхновых, вы начнете отдавать предпочтение эволюционирующей темной энергии по сравнению со сценарием постоянной темной энергии, где темная энергия является космологической постоянной Эйнштейна: Λ. Но есть два важных момента, которые следует учитывать, размышляя о том, что на самом деле означают эти данные, прежде чем вы пойдете дальше и сделаете впечатляющий вывод о том, что «темная энергия не является космологической постоянной!»
- Всякий раз, когда у вас есть два варианта — попытаться подогнать свои данные под меньшее количество свободных параметров (один, космологическая постоянная) или под большее количество свободных параметров (два, w 0 и w a ), — вы можете ожидать, что получите лучшее соответствие с большим количеством параметров, но это не обязательно покажет вам, что на самом деле происходит, или являются ли выбранные вами параметры физически значимыми или осмысленными.
- Вам лучше проверить другие подобранные/предполагаемые параметры и убедиться, что они дают вам правдоподобные ответы, а не нефизические значения, которые говорят вам: «Это совершенно не может быть правильным».
Важным моментом для проверки второго пункта является сумма масс нейтрино, которая должна быть положительной , чтобы быть физически обоснованной, и превышать примерно 0,059 эВ, если мы хотим, чтобы она согласовывалась с данными по осцилляциям нейтрино.
Кредит : DESI Collaboration/M. Abdul-Karim et al., Результаты DESI DR2, 2025 г.
И вот, они не . Другими словами, их сценарий с развивающейся темной энергией, хотя он и лучше соответствует данным, чем сценарий с постоянной темной энергией, приводит к тому, что один из параметров (сумма масс нейтрино) имеет нефизическое (отрицательное значение) решение. Вас это может смутить, и вы зададите вполне разумный вопрос: «Ну, очевидно, что у чего-то, что, как показано, имеет массу покоя, не может быть неположительной массы, так какие же могут быть другие объяснения?» Это отличный вопрос, и члены команды DESI не задавали его себе!
К счастью, есть дополнительная литература от авторов, которые это рассматривали. Для одной возможности у нас может быть модель с распадающейся темной материей , которая могла бы помочь вернуть все в порядок. Для другой возможности у нас может быть сдвиг фазы в действующем числе видов нейтрино (т. е. релятивистское излучение в ранней Вселенной), что может быть виновником наблюдений, которые мы наблюдаем. Мы также можем наблюдать сюрприз в скорости роста для формирования различных космических структур ; изменение нашего стандартного ожидания для астрофизики в совершенно другом месте. Другими словами, вместо эволюции темной энергии и отрицательных масс нейтрино, возможно, есть другие объяснения того, почему данные ведут себя так, как они есть. Просто потому, что мы не можем сшить вместе три независимых набора данных:
- барионные акустические колебания,
- космический микроволновый фон,
- и сверхновые типа Ia,
и получить что-то, согласующееся с нашей стандартной (ΛCDM) космологией, не обязательно означает, что стандартная космология неверна. Более того, это не означает, что часть «Λ» стандартной космологии — это та часть, которую следует изменить; это предположение, и оно не обязательно подтверждается при рассмотрении данных.
Кредит : DESI Collaboration/DOE/KPNO/NOIRLab/NSF/AURA/R. Proctor
Также вызывает беспокойство рассмотрение различных значений, которые возникают, когда речь заходит о «доказательствах эволюции темной энергии» из различных комбинаций различных наборов данных, которые существуют.
- Если рассматривать только данные DESI, то они свидетельствуют в пользу эволюционирующей темной энергии по сравнению со стандартной моделью ΛCDM всего лишь со значением менее 2 сигм: это то, что мы называем «незначительными доказательствами».
- Если проанализировать данные DESI в сочетании с данными реликтового излучения Planck, то можно увидеть преимущество в 3,1 сигма для эволюционирующей темной энергии по сравнению с ΛCDM, что наводит на размышления, но не является окончательным.
- Но затем, если вы добавите набор данных сверхновых, ваша значимость для эволюционирующей темной энергии по сравнению с космологической постоянной может либо увеличиться, либо уменьшиться в зависимости от того, какой набор вы используете. Если вы добавите данные Union или DESY, значимость увеличится до 3,8 сигма или 4,2 сигма соответственно, но если вместо этого вы добавите данные Pantheon+, значимость уменьшится всего до 2,8 сигма.
Для меня наиболее убедительной иллюстрацией в новой статье DESI является рисунок 13, который показывает, что как данные DESI, так и данные о сверхновых, взятые вместе (и независимо от того, используете ли вы данные DESY, Union или Pantheon+), пока недостаточны для различения различных вариантов поведения темной энергии во Вселенной.
Кредит : DESI Collaboration/M. Abdul-Karim et al., Результаты DESI DR2, 2025 г.
Есть еще один тревожный аспект с интерпретацией напряжения от этой комбинации различных наборов данных как доказательства эволюции темной энергии: это приводит к патологии, известной как фантомная темная энергия , которая, как и отрицательные массы нейтрино, нарушает важное энергетическое условие Вселенной. Также интересно отметить, что существуют сверхновые, общие для обоих наборов данных Pantheon+ и DESY, и когда вы смотрите на разницу между сверхновыми с низким и высоким красным смещением (т. е. на близком и далеком расстоянии), между ними есть смещение в величине. Возможно, что если бы сверхновые DESY и даже Union были откалиброваны таким же образом, как данные Pantheon+, доказательства эволюции темной энергии существенно ослабли бы .
В конечном итоге, у нас происходит нечто интересное: напряжение между объединением трех основных космологических наборов данных, которые учат нас, что находится во Вселенной. Данные BAO, которые только что дали нам лучшее представление о том, как структура формируется и развивается во Вселенной с помощью второго выпуска данных DESI, показывают нам, что идея простой ΛCDM-космологии противоречива при объединении как с данными CMB, так и сверхновыми. И аналогично, мы уже знали, что данные CMB и сверхновых дают нам напряжение Хаббла , когда мы их объединяем; возможно, это указание на то, что нас ждет еще больший сюрприз, когда речь заходит о поведении всей Вселенной.
К сожалению, ситуация сейчас не очень ясна, что указывает на то, что для того, чтобы указать нам путь, потребуются более совершенные данные. К счастью, с Euclid и SphereX в космосе, а также с обсерваториями Roman от NASA и Rubin от NSF, готовыми раскрыть даже более богатые наборы данных, чем DESI, эти необходимые критические данные могут вскоре оказаться у нас в руках. Если мы хотим узнать, что на самом деле происходит с различными формами энергии в расширяющейся Вселенной, то преодоление наших текущих ограничений является ключевым моментом. Возможно, когда поступят новые данные, мы увидим достаточно, чтобы выяснить, в чем на самом деле корень всех этих противоречий. Эволюция темной энергии — интригующая возможность, но пока это не точно.
фото: Кредит : Клэр Ламман. Эта забавная графика иллюстрирует напряжение на Λ, космологической постоянной Эйнштейна, вызванное объединением данных о сверхновых (справа), барионных акустических колебаний (слева) и космического микроволнового фона (вверху). Когда все три набора данных объединяются, идея космологической постоянной с трудом удерживается вместе; возможно, что-то, но, возможно, не обязательно Λ, сдастся.