Расширение Вселенной: ускорение или замедление? ✛ ✦

Оригинал: "Present Day Cosmic Acceleration from SDSS and DESI BAO: A Call for Finer Tomography of the DESI Bright Galaxy Survey"
arXiv:2607.07348 · 2026-07-08 · CC BY 4.0 · 1 мин
Спор двух крупных обзоров о темпе расширения Вселенной разрешился: причина в нехватке данных о ближних галактиках.

Автомобильная гонка, запись которой началась не со старта. На видео машина к финишу словно замедляется, хотя на деле разгоняется. Такая же странность обнаружилась при изучении Вселенной.

В 1920-х Эдвин Хаббл и Жорж Леметр установили, что галактики разбегаются. Позже Сол Перлмуттер по далёким сверхновым доказал, что это расширение ускоряется. Сегодня два больших обзора дают противоречивые результаты. Первый, изучая далёкие галактики и квазары через анализ цвета их света, фиксирует сильное покраснение и почти не замечает близкую окрестность. Второй охватывает и её. Когда данные первого сложили с наблюдениями древнего света Большого взрыва, искривления света массивными объектами и особенностями частиц-призраков, выяснилось: Вселенная, возможно, сегодня замедляется. Но стоило добавить результаты по близким галактикам — ускорение возвращалось.

Загвоздка — не в новой физике, а в слепом пятне: нет надёжных измерений на малых дистанциях. Сама тёмная энергия, предполагаемая причина ускорения, никуда не исчезает.

Проблема как в урезанной видеозаписи — без начала легко неверно оценить темп. Телескопам нужно собрать больше данных о близких галактиках. Тогда выяснится, продолжает ли Вселенная ускоряться, или же торможение приведёт через миллиарды лет к обратному схлопыванию.

Расчёты допускают, что ускорение могло прекратиться около полутора миллиардов лет назад. Тогда сейчас мы находимся на пороге нового замедления, и в далёком будущем галактики начнут сближаться.

q_0 = \frac{1}{2}\Omega_{m0} + \frac{1}{2}(1 + 3w_0)\Omega_{DE0}
Связывает текущее ускорение или замедление с плотностью материи, тёмной энергии и её уравнением состояния; отрицательное q₀ означает ускорение.
w_0 < -\frac{1}{3\Omega_{DE0}}
Показывает, что при типичной доле тёмной энергии (~0.7) её уравнение состояния должно быть более отрицательным, чем примерно -0.48, чтобы Вселенная ускорялась.
Учёные
Alan GuthAlexander FriedmannAndrei LindeGeorges LemaîtreJames PeeblesAdam Riess
Понятия
деси барионные акустические осцилляции