Кратко: основная совокупность наблюдений указывает на ускоренное расширение Вселенной и хорошо описывается добавлением темной энергии (космологической постоянной), но ряд альтернатив (модификации общей теории относительности, крупномасштабная неоднородность, систематики) остаются правдоподобными и активно тестируются.
Наблюдательные данные, поддерживающие ускорение
- Сверхновые типа Ia (стандартные свечи): зависимость светимости от красного смещения показывает, что объекты при $z\sim 0.1-1$ тусклее, чем ожидалось для безускоряющейся Вселенной — интерпретируется как ускорение через люминозитно-расстояние $d_L(z)$.
- КОСМИЧЕСКИЙ МИКРОФЛУКТУАЦИОННЫЙ ФОН (CMB): положение и амплитуды акустических пиков указывают на близкую к плоскости геометрию и суммарную плотность ${\Omega }_{\mathrm{tot}}\approx 1$. В сочетании с измерениями материи даёт долю «темной» компоненты ${\Omega }_{\Lambda }\approx 0.7$, ${\Omega }_m\approx 0.3$.
- Барионные акустические осцилляции (BAO): стандартный маяк в распределении галактик даёт независимые измерения $H(z)$ и согласуется с моделями с темной энергией.
- Рост структур и лэнзинг: измерения скорости роста плотностных флуктуаций $f{\sigma }_8(z)$, слабое гравитационное линзирование и число скоплений согласуются с пониженной долей материи и присутствием негравитирующей компоненты, меняющей историю расширения.
- Интегрированный эффект Сахарова—Волкова (ISW): корреляции CMB с крупномасштабной структурой указывают на убывание гравитационных потенциалов, ожидаемое при ускорении.
- Консистентность разных наборов данных: объединённый анализ CMB+BAO+SN дает плотные ограничения на уравнение состояния темной энергии $w\equiv p/\rho$, близкое к $-1$: $w\approx -1\pm 0.05$.
Теоретические интерпретации в рамках стандартной физики
- Космологическая постоянная $\Lambda$: вакуумная энергия с $w=-1$ — простейшая и наиболее экономная модель (ΛCDM), хорошо описывает большинство наблюдений.
- Динамическая тёмная энергия: скалярные поля (квинтэссенция), k-essence и т.п. дают $w(z)$ отличное от $-1$ и потенциально объясняют эволюцию, но требуют настройки потенциалов и начальных условий.
- Параметризация и ограничения: часто используют $w(a)=w_0+w_a(1-a)$ и текущие данные сильно ограничивают отклонения от $w=-1$.
Правдоподобные альтернативы
- Модифицированная гравитация: f(R), скалярно-тензорные теории, DGP/брейн-ворлд, галилеевские/массовые гравитации и т.п. меняют уравнения Фридмана и/или рост структур; они могут давать ускорение без дополнительной энергии, но должны проходить тесты в ССЗ (скрининг) и согласовываться с линзированием и ростом.
- Крупномасштабная неоднородность (например, модели Леметра–Толмана–Бондi): если мы находимся в гигантской пустоте, наблюдаемое распределение расстояний можно объяснить без тёмной энергии; эти модели требуют сильной радиальной неоднородности и конфликтуют с некоторыми наблюдениями (CMB, kinematic SZ).
- Бэкреакция малых масштабов: усреднение неоднородной вселенной может давать поправки к среднему расширению; оценки влияния спорны и обычно считаются недостаточными по величине.
- Систематические ошибки: эволюция свойств сверхновых, фотовыборки, калибровки расстояний — исторически важны, но современные анализы контролируют и сводят их к малому вкладу.
- Альтернативные темные секторы: взаимодействие тёмной материи и тёмной энергии, распад частиц и т.д. — способны частично имитировать ускорение и влияют на рост структур.
Как различать модели (ключевые тесты)
- Согласованность между историей расширения $H(z)$ (SN, BAO, стандарты-«свечи»/«маяки») и ростом структур $D(z)$, $f{\sigma }_8(z)$. Модификации гравитации обычно меняют отношение между этими величинами.
- Слабое линзирование и CMB-линзинг vs динамика галактик/скоплений: различия в влиянии на геометрию и потенциалы.
- ISW и кросс-корреляции CMB–LSS, красно-сдвиговые и масштабные зависимости сигналов.
- Стандартные сирены (гравитационные волны) дают независимые $d_L(z)$.
- Локальные тесты гравитации (солнечная система, лаборатория) и механизмы скрининга.
Краткий вывод
- Совокупность независимых наблюдений последовательно указывает на ускорение, и модель ΛCDM с ${\Omega }_{\Lambda }\approx 0.7,{\Omega }_m\approx 0.3,w\approx -1$ — наиболее простая и хорошо согласующаяся с данными.
- Тем не менее модифицированная гравитация, крупномасштабная неоднородность и некоторые экзотические сценарии остаются правдоподобными в ограниченных вариантах; они постоянно тестируются новыми измерениями роста структур, линзирования и независимых дистанционных индикаторов.