Вопрос о природе тёмной энергии — компонента, который ускоряет расширение Вселенной, — остаётся одной из главных проблем современной космологии. В стандартной модели ΛCDM (лямбда-CDM, где CDM — холодная тёмная материя) предполагается, что тёмная энергия действует одинаково во всех направлениях (изотропна).
Однако новые данные от Pantheon+SH0ES (1701 сверхновых типа Ia — особые взрывы звёзд, используемые как «маяки» для измерения расстояний), DESI BAO (барионные акустические осцилляции — регулярные колебания плотности вещества во Вселенной, служащие масштабной линейкой) и спутника Planck (космический телескоп, измеряющий реликтовое излучение) выявили противоречия: для согласия с наблюдениями требуется, чтобы параметр состояния w (отношение давления к плотности энергии) был не только переменным, но и иногда меньше -1, что противоречит простым моделям.
Авторы работы предложили рассмотреть альтернативу — анизотропную тёмную энергию, то есть такую, у которой давление может различаться по направлениям. Для этого используется космологическая модель Bianchi I (обобщение стандартной модели, допускающее разные скорости расширения по разным осям). В этой модели вводится разница давления по направлениям, меняющаяся со временем, а также специальная параметризация, позволяющая обойти строгие ограничения по квадруполю температуры CMB (квадруполь — компонент реликтового излучения, чувствительный к крупномасштабным анизотропиям).
В исследовании были использованы крупнейшие на сегодняшний день выборки сверхновых и измерения барионных осцилляций. Модели с постоянной и пятиблочной (разделённой на пять временных интервалов) анизотропией показали значительное улучшение согласия с данными по сравнению с изотропной ΛCDM, однако без дополнительных ограничений они нарушают пределы по квадруполю CMB. Для решения этой проблемы авторы разработали SVD-параметризацию, — метод разложения матриц и способ подобрать параметры так, чтобы интегральный вклад анизотропии строго не превышал допустимый уровень.
Главный результат работы — новая модель, в которой анизотропия тёмной энергии меняется с течением времени (разделена на пять временных интервалов). Эта модель лучше согласуется с наблюдениями, чем стандартная, и при этом не противоречит строгим ограничениям по реликтовому излучению. Улучшение качества подгонки оценивается специальной статистикой: прирост составляет 15,4 единицы, что считается значимым. Для сравнения, модель с постоянной анизотропией даёт прирост 14,8, но она уже не совместима с космическими ограничениями.
В результате получены значения скорости расширения Вселенной (постоянная Хаббла) — около 70 км/с на мегапарсек, и параметра состояния тёмной энергии — примерно -0,97. Эти значения помогают частично устранить противоречия между разными способами измерения и наборами данных.
Методика включает анализ светимости сверхновых с учётом направления, учёт всех статистических и систематических ошибок, а также строгий контроль параметров через SVD-метод и отбор по квадрупольному ограничению. Для проверки устойчивости результатов проведены тесты на случайные перестановки координат сверхновых (перемешивание их положений на небе), которые показали, что обнаруженная анизотропия не является артефактом геометрии выборки.
В работе подробно исследуется влияние анизотропии на такие параметры, как эффективное уравнение состояния, эволюция квадруполя и эллиптичности (степень различия расширения по разным направлениям), а также влияние на локальные и глобальные оценки постоянной Хаббла. Показано, что для согласия с данными CMB требуется очень тонкая настройка параметров анизотропии — на уровне 10-4 (то есть очень малые отклонения).
В перспективе дальнейшее развитие моделей с учётом поляризации CMB, дополнительных компонент реликтового излучения, чувствительных к анизотропии, и направленного анализа BAO может дать ещё более строгие тесты. Авторы отмечают, что их подход открывает новые возможности для проверки фундаментальных свойств тёмной энергии и уточнения космологических моделей.
Таким образом, исследование демонстрирует, что анизотропная тёмная энергия способна объяснить часть наблюдаемых противоречий, но требует тонкой настройки параметров для согласия с космическими ограничениями. Это важный шаг к более глубокому пониманию устройства Вселенной и природы её ускоренного расширения.