DOI: https://doi.org/10.1016/j.jheap.2026.100732
تاريخ النشر: 2026-08-11
المؤلف: Iolanda Navone وآخرون
الموضوع الرئيسي: علم الكون ونظريات الجاذبية
نظرة عامة
تبحث هذه الدراسة في عائلة من النماذج الكونية التي تتضمن طاقة مظلمة ديناميكية (DE) من خلال آليات خلق الجسيمات واللزوجة الكلية، التي تنشأ من المجال الجاذبي للكون المتوسع. تفحص الدراسة سيناريو كاملاً يتضمن كل من خلق المادة واللزوجة الكلية، بالإضافة إلى حالتين حدتين حيث يوجد تأثير واحد فقط. من خلال تقييد النماذج لتتناسب مع قيم محددة من معامل التباطؤ الحالي $q_0$، يقدم السيناريو الكامل معلمين حرين إضافيين مقارنة بنموذج $\Lambda$CDM القياسي، بما في ذلك معامل حالة المعادلة $w$ لطاقة الظلام المخلوقة. تستخدم التحليل الثابت الفعال لمتغير هابل، الذي يتم مقارنته مع البيانات الملاحظة من المستعرات العظمى من النوع Ia (SNe Ia) باستخدام نهج سلسلة ماركوف مونت كارلو.
تظهر النتيجة الرئيسية أنه عند استخدام القيمة الكوزموغرافية لـ $q_0$، تظهر جميع النماذج انتقالًا من الكوانتية إلى سلوك الشبح في معامل حالة المعادلة الفعالة لطاقة الظلام. على العكس، عند استخدام $q_0$ المشتق من نموذج $\Lambda$CDM، لا يحدث هذا الانتقال، وتظل معادلة الحالة الفعالة بالكامل شبحية عبر نطاق الانزياح الأحمر المدروس. يشير هذا إلى أن اختيار $q_0$ يؤثر بشكل كبير على السلوك الديناميكي لطاقة الظلام في هذه النماذج، مما يبرز أهمية النظر في تأثيرات عدم التوازن في الدراسات الكونية.
مقدمة
تناقش المقدمة التوتر المستمر في ثابت هابل، وهو تباين كبير (حوالي 4-6σ) بين قياسات ثابت هابل ($H_0$) من تعاون SH0ES باستخدام المستعرات العظمى من النوع Ia (SNe Ia) وتلك المشتقة من ملاحظات قمر صناعي بلانك لخلفية الميكروويف الكونية (CMB). لقد دفع هذا التوتر إلى التحقيق في فيزياء جديدة، بما في ذلك تطور ثابت هابل المعتمد على الانزياح الأحمر، الذي يتميز بسلوك قانون القوة: $H_0(z=0)/(1+z)^\alpha$. أشارت الدراسات السابقة إلى أن تجاهل المعلمات التطورية في العلاقات الفلكية يمكن أن يؤدي إلى تقدير خاطئ كبير (حوالي 10%) للمعلمات الكونية مثل $\Omega_{m0}$ و $H_0$.
تسلط هذه القسم الضوء أيضًا على أهمية التحليلات الإحصائية الدقيقة لعينات SNe Ia وإمكانية استخدام أدوات كونية بديلة، بما في ذلك انفجارات أشعة غاما (GRBs)، الكوازارات، والأمواج الجاذبية (GWs)، لتوفير رؤى حول توتر هابل. تشير النتائج الأخيرة إلى أن معادلة حالة الطاقة المظلمة المتطورة (EoS)، المودلة من خلال معلمة تشيفالييه-بولارسكي-ليندر (CPL)، تقدم ملاءمة أفضل للبيانات الملاحظة مقارنة بنموذج $\Lambda$CDM القياسي. يثير هذا السيناريو للطاقة المظلمة المتطورة، وخاصة الذي يظهر سلوك الشبح، تساؤلات حول الفيزياء الأساسية وآثارها على التعديلات الزمنية المتأخرة للنموذج الكوني. تمهد المقدمة الطريق لاستكشاف الورقة لنموذج طاقة مظلمة ديناميكية يتضمن كل من خلق المادة وتأثيرات اللزوجة الكلية، بهدف التوفيق بين توتر هابل وتعميق الفهم لديناميات الطاقة المظلمة.
النتائج
في هذا القسم، يقدم المؤلفون نتائج إجراء التناسب الخاص بهم لمجموعة متنوعة من النماذج الكونية، موضحين القيود على معلمات النموذج كما هو موضح في الجدول 3. يستكشفون فرضيتين لمعامل التباطؤ الحالي، $q_0$: واحدة تعتمد على نموذج ΛCDM وأخرى تستخدم نهج كوزموغرافي. يتم توضيح التوزيعات الخلفية للمعلمات الملائمة في الشكل 2، بينما توضح الأشكال 3 و 4 إعادة بناء معامل حالة المعادلة الفعالة، $w_{\text{eff}}(z)$، وثابت هابل الفعال المتغير، $H_0(z)$، على التوالي. يتم تلخيص قيم معيار المعلومات بايزي (BIC) لكل نموذج في الجدول 4، مما يبرز أن نموذج قانون القوة (PL)، الذي تم تفضيله من قبل بيانات المستعرات العظمى Ia، لا يزال تنافسيًا مع نموذج ΛCDM.
تشير النتائج إلى أن اختيار $q_0$ يؤثر بشكل كبير على نتائج التناسب. بالنسبة لـ $q_0$ الكوزموغرافي، ينتج نموذج اللزوجة الكلية ($M[\xi]$) قيمة إيجابية، شبيهة بالإشعاع لـ $w$، بينما يقترح نموذج خلق المادة ($M[\Gamma]$) طابعًا شبحياً. ينتج النموذج المشترك ($M[\xi, \Gamma]$) قيمة شبحية أكثر اعتدالًا لـ $w$. تقيد البيانات الملاحظة معامل كثافة المادة $\Omega_{m0}$ ليكون حوالي 0.33، مما يؤدي إلى $q_{\Lambda \text{CDM} 0} \approx -0.50$. يكشف التحليل عن تداخل قوي بين المعلمات $w$ و $H_\Gamma$، مما يشير إلى أن البيانات تقيد بشكل أساسي المصطلح $(w + 1)(1 – H_\Gamma)$. تشير النتائج إلى أنه بينما قد لا يكون خلق المادة مفضلًا بموجب الافتراضات المحددة لهذه الدراسة، فإن ذلك لا يعيق دورها بشكل عالمي في معالجة توتر هابل في الكون المتأخر. ينتقل معامل EoS الفعال من الكوانتية إلى سلوك الشبح حول $z_c \sim 0.2$، مع تحسن كبير في جودة التناسب عندما يتماشى $q_0$ مع قيمة ΛCDM، مما يشير إلى تفضيل النماذج التي لا تحتوي على انتقال.
المناقشة
في هذا القسم، يقدم المؤلفون إطارًا نظريًا لكون مسطح ومتجانس ومتساوي الأبعاد، مع التركيز على ديناميات الطاقة المظلمة وتفاعلها مع المادة. يتضمن النموذج كثافة طاقة المادة بدون ضغط، $\rho_m$، وكثافة طاقة مظلمة ديناميكية، $\rho_{de}$، مع التعبير عن معادلة فريدمان كـ $H^2 = \chi/3 (\rho_m + \rho_{de})$، حيث $\chi = 8\pi G$. يقترح المؤلفون أن الطاقة المظلمة يمكن أن تتولد من خلال مجال جاذبي متغير مع الزمن، متأثرًا بتأثيرات اللزوجة الكلية، مما يؤدي إلى معادلة استمرارية معدلة لـ $\rho_{de}$. ينتج عن ذلك مجموعة من المعادلات التي تصف تطور الكون، مع خمسة معلمات حرة: $H_0$، $\Omega_{m0}$، $H_\Gamma$، $H_\xi$، ومعامل حالة المعادلة $w$.
يناقش المؤلفون أيضًا القيود على هذه المعلمات باستخدام معامل التباطؤ الحالي، $q_0$، مما يسمح باشتقاق معلمة واحدة من الأخرى. يستكشفون حالتين لـ $q_0$: واحدة تعتمد على التحليل الكوزموغرافي وأخرى متماشية مع نموذج $\Lambda$CDM. يكشف التحليل عن أن معامل حالة المعادلة الفعالة، $w_{eff}(z)$، حساس لاختيار $q_0$، مع آثار على طبيعة الطاقة المظلمة. تشير النتائج إلى أن الطابع المستنتج للطاقة المظلمة يعتمد بشكل كبير على الافتراضات التي تم اتخاذها في النموذج، مما يبرز الحاجة إلى مزيج من الأساليب المستقلة عن النموذج والنماذج الديناميكية المدفوعة بالفيزياء في الدراسات المستقبلية لمعالجة توتر هابل وطبيعة الطاقة المظلمة.
DOI: https://doi.org/10.1016/j.jheap.2026.100732
Publication Date: 2026-08-11
Author(s): Iolanda Navone et al.
Primary Topic: Cosmology and Gravitation Theories
Overview
This research investigates a family of cosmological models that incorporate dynamical dark energy (DE) through mechanisms of particle creation and bulk viscosity, which arise from the gravitational field of the expanding universe. The study examines a complete scenario that includes both matter creation and bulk viscosity, as well as two limiting cases where only one effect is present. By constraining the models to match specific values of the present-day deceleration parameter $q_0$, the complete scenario introduces two additional free parameters compared to the standard $\Lambda$CDM model, including the equation of state parameter $w$ for the created dark energy. The analysis utilizes the effective running Hubble constant, which is compared against observational data from Type Ia Supernovae (SNe Ia) using a Markov Chain Monte Carlo approach.
The key finding reveals that when employing the cosmographic value of $q_0$, all models exhibit a transition from quintessence to phantom behavior in the effective equation of state parameter of dark energy. Conversely, when using the $q_0$ derived from the $\Lambda$CDM model, this transition does not occur, and the effective equation of state remains entirely phantom across the examined redshift range. This indicates that the choice of $q_0$ significantly influences the dynamical behavior of dark energy in these models, highlighting the importance of considering non-equilibrium effects in cosmological studies.
Introduction
The introduction addresses the ongoing Hubble constant tension, a significant discrepancy (approximately 4-6σ) between measurements of the Hubble constant ($H_0$) from the SH0ES Collaboration using Type Ia Supernovae (SNe Ia) and those derived from Planck Satellite observations of the Cosmic Microwave Background (CMB). This tension has prompted investigations into novel physics, including a redshift-dependent evolution of the Hubble constant, characterized by a power-law behavior: $H_0(z=0)/(1+z)^\alpha$. Previous studies have indicated that neglecting evolutionary parameters in astrophysical relations can lead to significant misestimation (around 10%) of cosmological parameters such as $\Omega_{m0}$ and $H_0$.
The section further highlights the importance of rigorous statistical analyses of SNe Ia samples and the potential of alternative cosmological probes, including Gamma Ray Bursts (GRBs), Quasars, and Gravitational Waves (GWs), to provide insights into the Hubble tension. Recent findings suggest that a time-evolving dark energy equation of state (EoS), modeled through the Chevallier-Polarski-Linder (CPL) parametrization, offers a better fit to observational data than the standard $\Lambda$CDM model. This evolving dark energy scenario, particularly one exhibiting phantom behavior, raises questions about the underlying physics and its implications for late-time modifications to the cosmological model. The introduction sets the stage for the paper’s exploration of a dynamical dark energy model that incorporates both matter creation and bulk viscosity effects, aiming to reconcile the Hubble tension and deepen the understanding of dark energy dynamics.
Results
In this section, the authors present the results of their fitting procedure for various cosmological models, detailing the constraints on model parameters as shown in Table 3. They explore two assumptions for the present-day deceleration parameter, $q_0$: one based on the ΛCDM model and another using a cosmographic approach. The posterior distributions of the fitted parameters are illustrated in Figure 2, while Figures 3 and 4 depict the reconstructions of the effective equation of state parameter, $w_{\text{eff}}(z)$, and the effective running Hubble constant, $H_0(z)$, respectively. The Bayesian Information Criterion (BIC) values for each model are summarized in Table 4, highlighting that the Power-Law (PL) model, which has been favored by Supernova Ia data, remains competitive with the ΛCDM model.
The results indicate that the choice of $q_0$ significantly influences the fitting outcomes. For the cosmographic $q_0$, the bulk viscosity model ($M[\xi]$) yields a positive, radiation-like value for $w$, while the matter creation model ($M[\Gamma]$) suggests a phantom character. The combined model ($M[\xi, \Gamma]$) results in a milder phantom value for $w$. The observational data constrain the matter density parameter $\Omega_{m0}$ to approximately 0.33, leading to $q_{\Lambda \text{CDM} 0} \approx -0.50$. The analysis reveals a strong degeneracy between the parameters $w$ and $H_\Gamma$, suggesting that the data primarily constrain the term $(w + 1)(1 – H_\Gamma)$. The findings imply that while matter creation may not be favored under the specific assumptions of this study, this does not universally disfavor its role in addressing the Hubble tension in the late Universe. The effective EoS parameter transitions from quintessence to phantom behavior around $z_c \sim 0.2$, with the quality of fit improving significantly when $q_0$ aligns with the ΛCDM value, indicating a preference for models without a transition.
Discussion
In this section, the authors present a theoretical framework for a flat, homogeneous, and isotropic universe, focusing on the dynamics of dark energy and its interaction with matter. The model incorporates a pressureless matter energy density, $\rho_m$, and a dynamical dark energy density, $\rho_{de}$, with the Friedmann equation expressed as $H^2 = \chi/3 (\rho_m + \rho_{de})$, where $\chi = 8\pi G$. The authors propose that dark energy can be generated through a time-varying gravitational field, influenced by bulk viscosity effects, leading to a modified continuity equation for $\rho_{de}$. This results in a set of equations that describe the universe’s evolution, with five free parameters: $H_0$, $\Omega_{m0}$, $H_\Gamma$, $H_\xi$, and the equation of state parameter $w$.
The authors also discuss constraints on these parameters using the present-day deceleration parameter, $q_0$, which allows for the derivation of one parameter from the others. They explore two cases for $q_0$: one based on cosmographic analysis and another aligned with the $\Lambda$CDM model. The analysis reveals that the effective equation of state parameter, $w_{eff}(z)$, is sensitive to the choice of $q_0$, with implications for the nature of dark energy. The findings suggest that the inferred character of dark energy is highly dependent on the assumptions made in the model, emphasizing the need for a combination of model-independent approaches and physically motivated dynamical models in future studies to address the Hubble tension and the nature of dark energy.