Кратко: текущая «стандартная» модель ΛCDM (плоская FLRW‑космология + холодная тёмная материя + космологическая постоянная Λ) очень удачно описывает огромное число наблюдений (CMB‑спектр, барионные акустические колебания — BAO, Сверхновые типа Ia, крупномасштабная структура). В то же время существуют устойчивые расхождения (прежде всего H0‑тенсия и частично S8/σ8‑тенсия), и ряд альтернативных идей (изменяемая/ранняя тёмная энергия, модифицированная гравитация, взаимодействующие тёмные компоненты, тёплая или самовзаимодействующая тёмная материя, неоднородные модели и т. п.) способны частично или полностью уменьшить эти расхождения. Ниже — компактное сопоставление моделей, какие наблюдения критически важны для выбора между ними и какие новые измерения наиболее информативны для разрешения текущих конфликтов.

1) Основные классы моделей

ΛCDM

Фон: экспоненциально расширяющаяся Вселенная с постоянной Λ, холодная небарионная тёмная материя (CDM), адекватное описание CMB (Planck) и BAO.Проблемы: H0‑тенсия (локальные измерения H0 ≈ 73 км/s/Mpc vs CMB‑вывод ≈ 67–68), некоторый разрыв в амплитуде кластеризации (S8) между планковским предсказанием и слабой линзой/кластерами.

«Ранняя тёмная энергия» (Early Dark Energy, EDE)

Меняет энерговклады в эпоху до/во время рекомбинации; уменьшает акустический радиус rs, что позволяет согласовать более высокий локальный H0 с CMB.Отличительная подпись: изменения высокочастотной структуры CMB, сдвиги поляризации и CMB‑линзинга, влияние на рост структуры.

Эволюционирующая или динамическая тёмная энергия (w ≠ −1, w(z))

Изменяет историю расширения; может быть настроена для описания H(z) и SNe.Отличие от ΛCDM часто неразрывно связано с корреляциями с ростом структуры.

Модифицированная гравитация (f(R), Horndeski/общие S/T скаляры, MOND/TeVeS и т. п.)

Могут воспроизвести ускорение без Λ; обычно дают сигнатуры в темпах роста структуры и в «гравитационном слипе» (различие между потенциалами, измеряемыми кинематикой и линзингом).Отличительные наблюдения: несоответствие между плотностью материи, измеренной гравитацией и линзированием, изменения fσ8(z) и ISW‑эффекта.

Взаимодействующие тёмные компоненты (DM–DE interaction)

Могут означать передачу энергии/импульса между тёмной материей и тёмной энергией; проявляются и в фоне, и в росте структур.

Альтернативы для мелкомасштабной проблематики (тёплая DM, SIDM)

Влияют на мелкие шкалы: число спутников, внутренние профили галактик, сигнатуры в сильном гравитационном линзировании и Lyman‑α лесе.

Неоднородные/нетипичные фоновые модели (LTB, т.н. void‑решения)

Предлагают нарушения однородности на больших масштабах как причину некоторого наблюдаемого эффекта; чувствительны к проверкам однородности и диполя.

2) Какие наблюдения наиболее критичны для выбора модели
Наблюдения нужно разделять на «фоновые» (expansion history, rs, H0) и «структурные» (рост возмущений, малые шкалы). Часто альтернативы могут подстроиться под фоновые данные, но дают различия в росте структуры или в мелкомасштабных эффектах.

Ключевые набора наблюдений:

CMB (температурные и поляризационные спектры, а также CMB‑линзинг)
Очень сильные ограничения на параметры ранней Вселенной, Neff (число реликтовых степеней свободы), звуковой радиус rs и начальный спектр возмущений.Поляризация на больших и малых ℓ особенно важна для отличения EDE/Neff/речений рекомбинации.H0: независимые методы измерения
Локальные расстояния (лестница: Cepheids, TRGB → SNe Ia), Мега‑масеры (Megamaser Cosmology Project), сильное линзирование с временными задержками (H0LiCOW / TDCOSMO), стандартные сирены (гравитационно‑волновые события с EM‑контрчастью).Погрешности и систематики в калибровке определяют H0‑тенсию; требуется несколько независимых подходов.BAO (включая BAO в различных z): задают акустический масштаб rs* и constrain H(z)·rs, DA(z)/rs
Вкупе с CMB дают тест на изменение rs (ключевой для EDE).Сверхновые Ia (SNe): расстояниями в z < 2 дают историю расширения.Рост структуры: fσ8(z) из redshift‑space distortions (RSD), слабая линза (cosmic shear), CMB‑линзинг, кластеры (SZ, X‑ray)
Модифицированная гравитация и некоторые модели тёмного сектора влияют в первую очередь здесь.Lyman‑α лес, сильное линзирование и малые шкалы
Критичны для разбора теплой DM, негауссовых начальных условий, специфики поведения DM на k больших.Большие проекты по слабой линзе и галактическим красным смещениям (LSST/Rubin, Euclid, Roman, DESI)
Предназначены для precise fσ8(z), рост/линзинг кросс‑корреляций.Большие проверки однородности/изотропности и ISW
Незаменимы для модели с крупными неоднородностями.

3) Как конкретные наблюдения различают модели (несколько примеров)

H0‑тенсия: если причина — ошибка в лестнице, улучшение локальных независимых расстояний (мегамасы, GW‑сирены) устранит расхождение; если причина реальная (напр. EDE), CMB‑параметры (esp. поляризация и линзинг) должны показать характерные сдвиги и Neff/параметры рекомбинации будут отличаться.EDE vs Λ: EDE меняет акустический радиус rs и даёт предсказуемые изменения в малых масштабах CMB и в росте структуры. Поэтому точные измерения CMB‑поляризации и CMB‑линзинга в сочетании с BAO на разном z могут подтвердить/опровергнуть EDE.Модифицированная гравитация vs темная энергия: модификация гравитации чаще меняет отношение между потенциалами Φ и Ψ (gravitational slip); сравнение роста структуры (RSD) и линзинга (сильная/слабая линза) и параметр γ (growth index) укажет на \ deviations.Тёплая/самовзаимодействующая DM: тёплая DM подавляет маломасштабный спектр — тестируется Lyman‑α лесом, числом спутников, потоками звезд и сильным линзированием (flux‑ratio anomalies).Наличие дополнительных реликтовых степеней свободы (ΔNeff) — отразится на CMB‑спектре и BBN (соотношение D/H, Yp).

4) Какие новые измерения/проекты наиболее перспективны для разрешения конфликтов
Приоритетные направления и почему:

Независимые, систематически разные измерения H0 до 1 %:
Стандартные сирены (LIGO/Virgo/KAGRA и будущие ET, LISA) с EM‑контрчастью — прямой, геометрический H0.Мегамассеры в дисках AGN (Megamaser Cosmology Project) — геометрические расстояния.Улучшенная калибровка лестницы через GAIA (параллаксы), JWST и TRGB.Результат: если H0 останется высоким независимо от метода → ранняя физика вероятно нарушена (EDE/Neff и т. п.).Высокоточная поляризация и маломасштабная CMB‑карта (Simons Observatory, CMB‑S4, LiteBIRD)
Ограничит EDE/Neff, суммарную массу нейтрино, первичные тензорные моды; точнее измерит CMB‑линзинг.Большие красные и слаболинзовые обзоры (DESI, Euclid, Rubin/LSST, Roman)
Точные BAO, RSD, cosmic shear → рост структуры fσ8(z) и тесты модифицированной гравитации. Снизят погрешности S8 и протестируют гравитационный «slip».21‑см наблюдения (global signal + tomography: HERA, SKA, future arrays)
Очень чувствительны к мелкомасштабной структуре, взаимодействиям DM–baryons, необычной ранней энергетике; могут проверять влияние EDE на зарождение структур и на фазу акустики.Малые шкалы: Lyman‑α, сильное линзирование, наблюдения субгалактик (JWST, Gaia streams)
Тестируют природу DM на субгалактических масштабах (тёплая DM, SIDM).Улучшенные BBN‑меры (галактики‑проводники с точным D/H, Yp)
Контроль над Neff и ранней нуклеосинтезной историей.Кросс‑корреляции CMB‑линзинг × галактики/линзинг и ISW
Позволяют изолировать вклад темной энергии и искать сигнатуры модифицированного гравитационного потенциала.Временные задержки в системах сильного линзирования (расширение выборки и лучшее моделирование, H0LiCOW/TDCOSMO)
Независимый геометрический тест H0 и DA(z).Улучшение теории и систематик:
Точное моделирование поглощения, baryonic feedback, систематик слабой линзы, стандартизация SNe Ia.

5) Практическая «шкала приоритетов» экспериментальных усилий

Получить независимое исследование H0 до 1% (GW‑сирены, масеры, улучшенная лестница). Это сразу ответит, нужна ли «ранняя» новая физика. Высокоточная CMB‑поляризация и линзинг (Simons Obs, CMB‑S4, LiteBIRD) — критично для Neff, EDE и суммарной массы ν. Большие красные/линзинговые обзоры (DESI, Euclid, Rubin, Roman) — для одновременной проверки BAO, роста структуры и теста модифицированной гравитации. Мелкомасштабные пробы DM (Lyman‑α, сильное линзирование, JWST наблюдения карликовых галактик, Gaia stellar streams). 21‑см космология — уникальна для ранней структуры и тёмной материи.

6) Выводы — как различать модели на практике

Сочетание «фоновых» (CMB+BAO+SNe+H0) и «ростовых/мелкомасштабных» (RSD, weak lensing, Lyman‑α, сильное линзирование) наблюдений необходимо: многие альтернативы могут подогнать фон, но дадут отличия в росте и на малых масштабах. H0‑тенсия — это главный узел: если независимые методы подтвердят локально высокий H0, то простая ΛCDM без новой ранней физики станет проблематичной; если H0 сместится вниз к планковскому значению, то большинство альтернативных сценариев теряют мотивацию. S8‑тенсия и систематики слабой линзы — потребуют точных кросс‑проверок (линзинг vs CMB‑линзинг vs кластеры). Модифицированную гравитацию можно отличить по несоответствию между кинематикой и линзингом (gravitational slip) и по форме роста fσ8(z).

Если хотите, могу подготовить:

краткую таблицу «модель → ключевые предсказания/наблюдения», илисписок конкретных экспериментов/оценок того, какие уровни точности требуются (например, H0 до 1%, S8 до 1–2% и т. п.), илиболее детальную разбивку по тому, какие систематики нужно контролировать в каждом методе.