Уско́ренное расшире́ние совреме́нной Вселе́нной, эпоха ускоренного расширения Вселенной как целого, которая началась примерно через 7,6 млрд лет после Большого взрыва и продолжается в настоящее время. Оно было обнаружено в 1998 г. при интерпретации результатов независимых наблюдений сверхновых звёзд Ia типа двумя научными группами: Supernova Cosmology Project (SCP) под руководством С. Перлмуттера и High-Z SN Search Team (HZT) под руководством А. Рисса и Б. Шмидта. Группы SCP и HZT наблюдали соответственно 60 и 50 сверхновых Ia типа с красными смещениями $z\!<\!1.$ Ускоренное расширение Вселенной также находит подтверждение в данных об анизотропии реликтового излучения, о барионных акустических осцилляциях и в ряде других наблюдений ближней и дальней Вселенной. Согласно Стандартной космологической модели, ускоренное расширение вызвано доминированием плотности тёмной энергии над плотностью энергии вещества и излучения. Ускоренное расширение Вселенной является одним из важнейших наблюдательных тестов современной космологии.

Метод обнаружения ускоренного расширения Вселенной

Сверхновые звёзды Ia типа (SN Ia) – это сверхновые звёзды, вспыхнувшие в результате термоядерного взрыва белого карлика. Их яркость сравнима с яркостью целых галактик, поэтому такие звёзды могут наблюдаться на больших расстояниях и служить индикаторами расстояний (стандартными свечами), если выполняются два условия: 1) они обладают схожими физическими свойствами; 2) выполнена точная калибровка зависимости расстояний от блеска для близких к нам сверхновых с использованием иных, независимых методов определения расстояний. Светимость SN Ia измеряется с точностью до 0,1 звёздной величины. На практике звёздные величины близких SN Ia характеризуются довольно большим разбросом. Однако этот разброс может быть значительно уменьшен, если использовать зависящую от цвета сверхновой наблюдаемую линейную корреляцию между величиной яркости в максимуме и скоростью её снижения (эффект Псковского – Филлипса). Далее, в предположении, что физические свойства этих сверхновых не зависят от красного смещения, наблюдения SN Ia используются для измерения космологической эволюции масштабного фактора как функции красного смещения.

Наблюдения обеих групп (SCP и HZT) показали, что далёкие сверхновые «ближней» Вселенной $(z<1)$ являются более тусклыми, чем они были бы при расширении Вселенной по линейному закону Хаббла. Это означает, что расширение современной Вселенной происходит быстрее, чем ожидалось. Другими словами, соответствующая диаграмма Хаббла указывает на нелинейность спада яркости, что означает ускоренное расширение современной Вселенной. Сопоставление наблюдательных данных обеих групп со Стандартной космологической моделью показало наилучшее соответствие либо при наличии положительной космологической постоянной $(\Lambda>0),$ либо при наличии нового физического поля, параметр уравнения состояния которого $w\!\approx\!-1.$ Полученные результаты интерпретировались как наличие тёмной энергии – равномерно распределённого по пространству «вещества», обладающего свойством гравитационного отталкивания.

Рис. 1. Диаграмма Хаббла для сверхновых звёзд Ia типа, построенная на основе наблюдений двух групп: High-Z SN Search Team (HZT) под руководством А. Рисса и Б. Шмидта (отмечено синими кружками) и Supernova Cosmology Project (SCP) под руководством С. Перлмуттера (отмечено красными кружками). The CfA Supernova Group, cfa.harvard.eduРис. 1. Диаграмма Хаббла для сверхновых звёзд Ia типа, построенная на основе наблюдений двух групп: High-Z SN Search Team (HZT) под руководством А. Рисса и Б. Шмидта (отмечено синими кружками) и Supernova Cosmology Project (SCP) под руководством С. Перлмуттера (отмечено красными кружками). The CfA Supernova Group, cfa.harvard.eduНа рис. 1 приведена диаграмма Хаббла для сверхновых звёзд Ia типа, построенная по данным наблюдений групп HZT (отмечено синими кружками) и SCP (отмечено красными кружками). По горизонтальной оси отложено красное смещение $z$ сверхновой, эквивалентное её скорости. На верхней панели по вертикальной оси отложена эффективная звёздная величина, т. е. разность видимой и абсолютной звёздных величин, что эквивалентно логарифму болометрического расстояния до объекта. Тремя кривыми линиями на рисунке сверху вниз (сплошной, пунктирной и штриховой) соответственно показаны теоретические зависимости, вычисленные в рамках трёх разных моделей Вселенной, характеризующихся разными значениями параметров плотности нерелятивистского вещества $\Omega_m$ и тёмной энергии $\Omega_\Lambda$:

1. Вселенная с полной плотностью, равной критической, которая содержит 30 % вещества (барионного вещества и тёмной материи) и 70 % тёмной энергии;

2. Вселенная с полной плотностью меньше критической, в которой нет тёмной энергии, а всё вещество составляет 30 %;

3. Вселенная с полной плотностью, равной критической, но в которой также нет тёмной энергии.

На нижней панели показано отклонение всех указанных величин от зависимости, вычисленной во 2-й модели, с $\Omega_m\!=\!0,\!3$ и $\Omega_\Lambda\!=\!0,\!0.$ Результаты показывают, что первая модель лучше всего соответствует наблюдательным данным.

Ускоренное расширение Вселенной в рамках модели Фридмана

Поскольку Вселенная предполагается однородной и изотропной в больших масштабах, момент времени (или соответствующее ему космологическое красное смещение) перехода Вселенной от замедленного расширения по инерции к ускоренному расширению могут быть вычислены в рамках космологической модели Фридмана. Второе уравнение Фридмана

$$\frac{\ddot{a}}{a}=-\frac{4\pi G}{3}\left(\rho+\frac{3p}{c^2}\right)+\frac{\Lambda c^2}{3} \tag{1}$$может быть переписано в виде

$$\frac{\ddot{a}}{a}=-\frac{1}{2}H_0^2\left[Ω_{m0}(1+z)^3+2Ω_{r0}(1+z)^4-2Ω_Λ\right], \tag{2}$$где $a$ – масштабный фактор; $G$ – гравитационная постоянная; $\rho$ и $p$ – средняя плотность и давление материи, которая заполняет однородную и изотропную Вселенную в рамках фридмановской модели (включая барионное вещество, тёмную материю и излучение); $\Lambda$ – космологическая постоянная (которая может быть эквивалентно записана в терминах давления и плотности тёмной энергии, т. е. представлена в виде вклада в общую плотность); $c$ – скорость света, $H_0$ – современное значение параметра Хаббла; $z$ – космологическое красное смещение; $\Omega_{m0},$ $\Omega_{r0}$ и $\Omega_\Lambda$ – современные значения параметров плотности нерелятивистского вещества (барионного вещества и тёмной материи), излучения и тёмной энергии соответственно; точки над символом означают дифференцирование по времени.

Для вывода уравнения (2) из уравнения (1) необходимо учесть, что давление $p$ и плотность $\rho$ есть, соответственно, сумма давлений и плотностей нерелятивистского вещества (барионного и тёмного, с индексом m), излучения (с индексом r) и тёмной энергии (с индексом Λ) (а также кривизны, которой в силу малости можно пренебречь):

$p=p_m+p_r+p_\Lambda,$$\rho=\rho_m+\rho_r+\rho_\Lambda.$Давление для каждого компонента определяется следующим образом:

$p_m=0,$$\displaystyle p_r=\frac13\rho_rc^2,$$p_\Lambda=-\rho_\Lambda c^2.$Плотность каждого из компонентов Вселенной имеет свою зависимость от масштабного фактора и, следовательно, красного смещения:

$\displaystyle \rho_m=\rho_{m0}\left(\frac{a_0}{a\!\left(t\right)}\right)^3=\rho_{m0}\left(1+z\right)^3,$$\displaystyle \rho_r=\rho_{r0}\left(\frac{a_0}{a\!\left(t\right)}\right)^4=\rho_{r0}\left(1+z\right)^4,$$\rho_\Lambda={\rm const},$где индекс «0» у каждой величины означает её современное значение. Кроме того, следует переписать плотности в настоящий момент времени через параметры плотности, которые есть отношения соответствующей плотности к критической плотности Вселенной, $ρ_{кр}=3H_0^2/8πG.$

Таким образом, красное смещение, при котором расширение по инерции сменилось на ускоренное расширение, определяется как граница области

$$1+z<\left(\frac{2Ω_Λ}{Ω_{m0}}\right)^{1/3}, \tag{3}$$поскольку при этом условии вторая производная масштабного фактора, определяющая ускорение, положительна.

При современных значениях космологических параметров $\Omega_{m0}\!=\!0,\!308,$ $\Omega_{r0}\!=\!9\!\cdot\!10^{-5},$ $\Omega_\Lambda\!=\!0,\!692$ и параметра Хаббла $H_0\!=\!67,\!81\ км/(с\!\cdot\!Мпк)$ красное смещение при переходе от расширения по инерции к расширению с ускорением из уравнения (3) есть $z\!=\!0,\!65,$ что соответствует возрасту Вселенной 7,6 млрд лет с момента Большого взрыва и космологическому расстоянию от нас 7,95 млрд световых лет. Очевидно, все указанные величины сильно зависят от структуры Стандартной космологической модели и её параметров.

Таким образом, сверхновые звёзды и галактики, которым они принадлежат, находящиеся от нас на расстоянии больше 7,95 млрд световых лет, подвержены глобальному движению с замедлением (т. е. движению по инерции). Свет от галактик, находящихся ближе к нам, был испущен позже, чем через 7,6 млрд лет после Большого взрыва. Эти галактики разлетаются от нас с ускорением.

Современные исследования и проблемы

За прошедшие с момента открытия ускоренного расширения Вселенной 20 лет на основе данных множества каталогов и телескопических наблюдений был сформирован единый список из 1048 сверхновых звёзд Ia типа с красными смещениями $0,\!01\!<\!z\!<\!2,\!3,$ называемый выборкой «Пантеон» (англ. Pantheon). Использовались данные обзора неба SDSS, данные обзора Pan-STARRS1 Medium Deep Survey (выполненного с использованием автоматического 1,8-метрового телескопа на Гавайских о-вах, США), данные наблюдений на космическом телескопе «Хаббл» и др.

Рис. 2. Диаграмма Хаббла для сверхновых звёзд выборки «Пантеон». Указаны данные различных каталогов, составляющих эту выборку. Верхняя панель (1): эффективная звёздная величина, т. е. разность видимой и абсолютной звёздных величин, что эквивалентно логарифму болометрического расстояния до объекта. Нижняя панель (2): разность наблюдаемых данных с верхней панели и теоретически вычисленных значений в рамках Стандартной космологической модели. По горизонтальной оси отложено красное смещение z сверхновой, эквивалентное её скорости удаления от наблюдателя. Область наблюдений: 0,01 < z < 2,3. График из статьи: D. M. Scolnic et al. The Complete Light-curve Sample of Spectroscopically Confirmed SNe Ia from Pan-STARRS1 and Cosmological Constraints from the Combined Pantheon Sample, 2018, The Astrophysical Journal, V. 859, Iss. 2, P.101–128. © 2018. The American Astronomical Society. Перевод подписей и обозначения: БРЭ.Рис. 2. Диаграмма Хаббла для сверхновых звёзд выборки «Пантеон». Указаны данные различных каталогов, составляющих эту выборку. Верхняя панель (1): эффективная звёздная величина, т. е. разность видимой и абсолютной звёздных величин, что эквивалентно логарифму болометрического расстояния до объекта. Нижняя панель (2): разность наблюдаемых данных с верхней панели и теоретически вычисленных значений в рамках Стандартной космологической модели. По горизонтальной оси отложено красное смещение z сверхновой, эквивалентное её скорости удаления от наблюдателя. Область наблюдений: 0,01 < z < 2,3. График из статьи: D. M. Scolnic et al. The Complete Light-curve Sample of Spectroscopically Confirmed SNe Ia from Pan-STARRS1 and Cosmological Constraints from the Combined Pantheon Sample, 2018, The Astrophysical Journal, V. 859, Iss. 2, P.101–128. © 2018. The American Astronomical Society. Перевод подписей и обозначения: БРЭ.Выборка «Пантеон» продлила диаграмму Хаббла (рис. 2) из областей современной Вселенной, в которых доминирует тёмная энергия, в области более ранней Вселенной, где доминировало вещество. Сопоставление этой выборки с данными космической обсерватории «Планк» дало современное значение параметра плотности вещества $Ω_{m0}\!=\!0,\!307\pm0,\!012$ и параметра уравнения состояния тёмной энергии $w\!=\!-1,\!026\pm0,\!041,$ что находится в соответствии со значениями, предсказываемыми Стандартной космологической моделью.

Критика точности определения параметров тёмной энергии, характеризующих ускоренное расширение Вселенной, по SN Ia опирается на возможные неточности калибровки светимости последних; неоднозначность эмпирического применения метода Псковского – Филлипса; возможные ошибки, связанные с гелиоцентричностью системы отсчёта наблюдателя. Поскольку параметр $\Omega_\Lambda$ не является наблюдаемым, а вычисляется косвенно, то обсуждаются возможности объяснения данных по анизотропии реликтового излучения без тёмной энергии, с помощью различных модификаций теории гравитации.