معهد الدراسات الفضائية في كاتالونيا (IEEC)، شارع إستيف تيراداس 1، مبنى RDIT، حرم PMT-UPC، 08860 كاستيلديفيلس، إسبانيا
معهد علوم الفضاء، ICE-CSIC، حرم UAB، شارع كان ماغرانس 08913 بيلاتيرا، برشلونة، إسبانيا
جامعة ولاية أوهايو، كولومبوس، 43210 أوهايو، الولايات المتحدة الأمريكية
معهد علم الكون الحاسوبي، قسم الفيزياء، جامعة دورهام، طريق الجنوب، دورهام DH1 3LE، المملكة المتحدة
قسم الفيزياء وعلم الفلك، جامعة يوتا، 115 جنوب 1400 شرق، مدينة سولت ليك، يوتا 84112، الولايات المتحدة الأمريكية
معهد الفيزياء، الجامعة الوطنية المستقلة في المكسيك، دائرة البحث العلمي، المدينة الجامعية، مدينة المكسيك، الرمز البريدي 04510، المكسيك
سيامات، Avenida Complutense 40، E-28040 مدريد، إسبانيا
مختبر NSF NOIRLab، 950 شارع تشيري الشمالي، توكسون، أريزونا 85719، الولايات المتحدة الأمريكية
قسم علم الفلك والفيزياء الفلكية، جامعة تورونتو، تورونتو، أونتاريو M5S 3H4، كندا
قسم الفيزياء وعلم الفلك ومركز فيلادلفيا لفيزياء الجسيمات وعلم الفلك وعلم الكون (PITT PACC)، جامعة بيتسبرغ، 3941 شارع أوهارا، بيتسبرغ، PA 15260، الولايات المتحدة الأمريكية
جامعة الأكاديمية الصينية للعلوم، نانجينغ 211135، جمهورية الصين الشعبية.
جامعة كاليفورنيا، بيركلي، 110 قاعة سبراول #5800 بيركلي، كاليفورنيا 94720، الولايات المتحدة الأمريكية
قسم الفيزياء، جامعة الأنديز، كرا. 1 رقم 18A-10، مبنى إيب، الرمز البريدي 111711، بوغوتا، كولومبيا
المرصد الفلكي، جامعة الأنديز، كرا. 1 رقم 18A-10، مبنى H، الرمز البريدي 111711 بوغوتا، كولومبيا
مركز علم الفلك الحاسوبي، معهد فلاتايرون، أفينيو، نيويورك، نيويورك 10010، الولايات المتحدة الأمريكية
النواة الحاسوبية العلمية، معهد فلاتاير، أفينيو، نيويورك، نيويورك 10010، الولايات المتحدة الأمريكية
قسم الفيزياء الكمية وعلم الفلك، جامعة برشلونة، مارتي وفرانكيس 1، E08028 برشلونة، إسبانيا
معهد علوم الكون (ICCUB)، جامعة برشلونة (UB)، شارع مارتى وفرانكيس، 1، 08028 برشلونة، إسبانيا.
مرصد ستيوارد، جامعة أريزونا، 933 شارع الكرز الشمالي، توكسون، أريزونا 85721، الولايات المتحدة الأمريكية
معهد astrophysique في باريس. 98 بيس بوليفارد أراجو. 75014 باريس، فرنسا
مركز علم الكون وفيزياء الجسيمات الفلكية، جامعة ولاية أوهايو
الجامعة، 191 شارع وودروف الغربي، كولومبوس، أوهايو 43210، الولايات المتحدة الأمريكية
قسم الفيزياء، جامعة ولاية أوهايو، 191 شارع وودروف الغربي، كولومبوس، أوهايو 43210، الولايات المتحدة الأمريكية
مدرسة الرياضيات والفيزياء، جامعة كوينزلاند، بريسبان، كوينزلاند 4072، أستراليا
قسم الفيزياء، جامعة ميثوديست الجنوبية، 3215 شارع دانيال، دالاس، تكساس 75275، الولايات المتحدة الأمريكية
قسم الفيزياء وعلم الفلك، جامعة كاليفورنيا، إيرفين، 92697، الولايات المتحدة الأمريكية
جامعة السوربون، CNRS/IN2P3، مختبر الفيزياء
النووية والطاقة العالية (LPNHE)، باريس 75005، فرنسا
قسم علم الفلك والفيزياء الفلكية، مرصد يوكو/ليك
جامعة كاليفورنيا، 1156 شارع هاي، سانتا كروز، كاليفورنيا 95064، الولايات المتحدة الأمريكية
قسم علم الفلك والفيزياء الفلكية، جامعة كاليفورنيا
سانتا كروز، 1156 شارع هاي، سانتا كروز، كاليفورنيا 95065، الولايات المتحدة الأمريكية
قسم الفيزياء، سيررا هونتر، جامعة برشلونة المستقلة، 08193 بيلا تيرا (برشلونة)، إسبانيا
قسم الفلك، جامعة ولاية أوهايو، 4055
مختبر مكفيرسون، 140 ويست 18th أفينيو، كولومبوس، أوهايو 43210، الولايات المتحدة الأمريكية
مختبر الفيزياء دون الذرية وعلم الكون، 53 شارع الشهداء، 38000 غرونوبل، فرنسا
المؤسسة الكتالونية للبحث والدراسات المتقدمة، باسيج دي لويس كومبانيز، 23، 08010 برشلونة، إسبانيا
قسم الفيزياء وعلم الفلك، كلية سيينا، 515 طريق لودون، لودونفيل، نيويورك 12211، الولايات المتحدة الأمريكية
جامعة إكس مارسيليا، المركز الوطني للبحث العلمي، المركز الوطني لدراسات الفضاء، مختبر علم الفلك، مارسيليا، فرنسا
قسم الفيزياء وعلم الفلك، جامعة وايومنغ، 1000 شرق الجامعة، قسم 3905، لaramie، وايومنغ 82071، الولايات المتحدة الأمريكية
قسم الفيزياء وعلم الفلك، جامعة واترلو، 200 شارع جامعة غرب، واترلو، أونتاريو N2L 3G1، كندا
معهد المحيطات للفيزياء النظرية، 31 شارع كارولين شمال، واترلو، أونتاريو N2L 2Y5، كندا
مركز واترلو لعلم الفلك، جامعة واترلو، 200 شارع جامعة غرب، واترلو، أونتاريو N2L 3G1، كندا
مختبر علوم الفضاء، جامعة كاليفورنيا، بيركلي، 7 طريق غاوس، بيركلي، كاليفورنيا 94720، الولايات المتحدة الأمريكية
معهد علم الفلك في الأندلس (CSIC)، ساحة علم الفلك، بدون رقم، E-18008 غرناطة، إسبانيا
معهد ماكس بلانك لفيزياء الفضاء الخارجي، شارع غيسنباخ 1، 85748 غارشينغ، ألمانيا
قسم الفيزياء، EEBE، جامعة بوليتكنيك كاتالونيا، شارع إدوارد مارستاني 10، 08930 برشلونة، إسبانيا
جامعة كليرمونت أوفيرن، CNRS، LPCA، 63000 كليرمونت-فيراند، فرنسا
قسم الفيزياء وعلم الفلك، جامعة سيجونغ، 209 نيونغدونغ-رو، غوانغجين-غو، سيول 05006، جمهورية كوريا
مرصد أباستوماني الفلكي، تبليسي، GE-0179، جورجيا
قسم الفيزياء، جامعة ولاية كانساس، 116 قاعة كاردويل، مانهاتن، KS 66506، الولايات المتحدة الأمريكية
كلية العلوم الطبيعية والطب، جامعة إيليا الحكومية، 0194 تبليسي، جورجيا
قسم الفيزياء وعلم الفلك، جامعة أوهايو، 139 تيراس الجامعة، أثينا، أوهايو 45701، الولايات المتحدة الأمريكية
مجموعة التميز ORIGINS، شارع بولتزمان 2، D-85748 غارشينغ، ألمانيا
مرصد الجامعة، كلية الفيزياء، جامعة لودفيغ ماكسيميليان، شينرشتراسه 1، 81677 ميونيخ، ألمانيا

مقدمة ….. 3
II. مجموعات البيانات والمنهجية ….. 4
III. نظرة عامة على نتائج CDM ….. 7
الرابع. تحديد الطاقة المظلمة ….. 8
أ. بديل معاملات ….. 8
ب. إحصائيات العبور ….. 9
V. الطرق غير المعلمية ….. 10
أ. التجميع ….. 10
ب. الانحدار باستخدام العمليات الغاوسية ….. 12
VI. الآثار المترتبة على الطاقة المظلمة ….. 12
أ. طاقة مظلمة ذائبة ….. 12
ب. الطاقة المظلمة الناشئة ….. 15
ج. طاقة المرايا المظلمة ….. 15
د. مقارنة النماذج ….. 16
هل هناك دليل على عبور الشبح؟ ….. 17
VII. الاستنتاجات ….. 17
ثامناً. توفر البيانات ….. 18
شكر وتقدير ….. 18
المراجع ….. 19
أ. مقارنة النماذج البايزية ….. 23
ب. تفاصيل تحليل المكونات الرئيسية بالتجزئة ….. 24
ج. تفاصيل حول الانحدار باستخدام العمليات الغاوسية ….. 25
د. الجوهر ….. 25
هـ. التحقق على النماذج ….. 26
F. المقارنة مع DESI DR1 ….. 27

ال المادة المظلمة الباردة ) النموذج قد صمد أمام اختبار الزمن كإطار قياسي لعلم الكونيات الحديث، ويقدم أساسًا قويًا لفهم الكون. يصف كونًا مسطحًا مكانيًا متجانسًا ومتساويًا على نطاقات واسعة، تحكمه نظرية النسبية العامة لأينشتاين [1. يتضمن النموذج عنصرين رئيسيين: حوالي هو في الطاقة المظلمة التي توصف بمساهمة طاقة الفراغ (المقابلة للثابت الكوني في المعادلات)، بينما آخر هو في مادة خالية من الضغط تتكون من مزيج من المادة المظلمة الباردة (CDM) والباريونات. على الرغم من بساطته الأنيقة، لقد نجح نموذج المادة المظلمة في تفسير مجموعة واسعة من الملاحظات الكونية. بشكل عام، أكدت القياسات التي أجريت على مدى العقود القليلة الماضية إلى حد كبير هذا النموذج، وخاصةً رسخت الطاقة المظلمة [15-17] كعنصر أساسي في نموذج التوافق لشرح التوسع المتسارع الملحوظ للكون [2، 3].

بينما كانت الثابت الكوني حجر الزاوية في النموذج القياسي لعلم الكون، تم اقتراح نماذج مختلفة من الطاقة المظلمة مع معادلة حالة متطورة كبدائل. . على وجه التحديد، نحن مدفوعون لدراسة هذه البدائل المتغيرة مع الزمن من خلال النتائج الكونية الأخيرة من أداة الطيف الضوئي للطاقة المظلمة (DESI) [27، 28]. يتمكن DESI من قياس طيف متعدد في وقت واحد بفضل أليافه البالغ عددها 5,000 [29] وتجميع الطائرات الروبوتية [30] عبر مجال الرؤية الخاص به. قطر المصحح البؤري الرئيسي 31. يتم تكملته بواسطة خط معالجة بيانات طيفية عالية الأداء [32] وخطة عمليات مبسطة [33]. تم تصميم DESI للمساعدة في فهم طبيعة الطاقة المظلمة بشكل أفضل [34] وأظهر التحقق الناجح من المسح 35 استنادًا إلى البيانات المبكرة [36] أنه يلبي المتطلبات المتوقعة لمسح المرحلة الرابعة. على وجه الخصوص، قدم الإصدار الأول من البيانات (DR1 [37]) بالفعل رؤى جديدة حول سلوك الطاقة المظلمة. قاس DESI DR1 توقيع التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) في تجمع المجرات والكوازارات [38]، بالإضافة إلى ليمان- الغابة [39]. القيود المجمعة من بيانات DESI DR1 BAO والبيانات الخارجية [40، تلتها تحليل مشابه
الذي يجمع بين BAO ومعلومات التجميع الكاملة من مجرات DESI وغيرها من المؤشرات [41، 42، بالإضافة إلى الأوراق الداعمة لـ DESI DR1 التي اعتبرت أوصافًا بديلة لقطاع الطاقة المظلمة [43، 44، جميعها أظهرت تلميحات مثيرة للاهتمام عن الانحرافات عن نموذج الطاقة المظلمة الثابتة الكونية. التلميحات الكونية في قطاع الطاقة المظلمة هي حاليًا مصدر للجدل، ومن الأولويات العالية استكشافها بمزيد من البيانات. في هذا العمل، نستخدم قياسات BAO من الإصدار الثاني للبيانات (DR2 [45-47]) من DESI لاستكشاف إمكانية وجود طاقة مظلمة ديناميكية ومتطورة، وتقييم ما إذا كانت الملاحظات الحالية تدعم مثل هذا التحول في النموذج. هذه الورقة هي جزء من مجموعة من الأوراق الداعمة التي تهدف إلى توسيع التحليل الكوني المقدم في [47] (انظر [48] للورقة الداعمة التي تركز على قيود النيوترينو).

مكون أساسي، في دراسة تواجه نماذج الطاقة المظلمة مع البيانات، هو الوصف الفيزيائي للطاقة المظلمة (DE). في نموذج التوافق القياسي، يتم وصفه من خلال مساهمته في موتر الإجهاد والطاقة، أو، بشكل مكافئ، من خلال كثافتها الطاقية بالنسبة للحرجة، تُتيح الطاقة المظلمة الديناميكية من خلال السماح بمعادلة الحالة، ، لتختلف عن قيمة -1. هناك العديد من الطرق الممكنة لتحقيق ذلك، وقد تم تقديم واختبار عدد كبير منها في الأدبيات 4962. يمكننا تصنيفها إلى طرق معلمية وغير معلمية. تعتمد الطرق المعلمية على أشكال وظيفية محددة مسبقًا لكميات مثل (حيث هو الانزياح الأحمر)، بينما تسعى الطرق غير المعلمية إلى إعادة بناء هذه الكميات مباشرة من البيانات دون افتراض أشكال وظيفية محددة مسبقًا أو نماذج كونية معينة. كلا الطريقتين لهما مزايا وعيوب. من ناحية، فإن النماذج المعلمية بسيطة رياضيًا وسهلة التفسير، ولكنها قد تؤدي إلى استنتاجات متحيزة إذا انحرف الشكل المعلمي المفترض بشكل كبير عن الواقع. من ناحية أخرى، توفر الطرق غير المعلمية مرونة أكبر وتكون أقل عرضة للتحيزات المعتمدة على النموذج. ومع ذلك، فإنها أصعب في التنفيذ وتتطلب تحققًا دقيقًا من خلال المحاكاة. لهذا السبب، نقوم بإجراء اختبارات أولية باستخدام مجموعات بيانات محاكاة (مزيفة). بينما لا يوجد بديل للتحقق الشامل، فإن هذه الاختبارات تتحقق من تنفيذ المنهجية وتخفف من التحيزات المحتملة التي قد تؤثر على النتائج. نذكر القراء أن جميع التحليلات في هذه الورقة تعتمد على افتراض أن البيانات المستخدمة موثوقة وخالية من الأنظمة المجهولة.

الورقة منظمة على النحو التالي. في القسم الثاني، نقدم مجموعات البيانات والمنهجية العامة المستخدمة في التحليلات، تليها القسم الثالث، حيث نقوم بتلخيص الحالة الحالية لنتائج DESI من توصيف 47. يتم استكشاف مجموعة متنوعة من توصيفات الطاقة المظلمة البديلة في القسم الرابع، قبل تنفيذ الطرق غير المعلمية في القسم الخامس. يقدم القسم السادس تفسيرًا للآليات الفيزيائية المحتملة وراء الانحرافات عن CDM. أخيرًا، في القسم السابع، نقدم استنتاجاتنا.

في هذا القسم، نقدم خلفية كونية موجزة حول قياسات المسافات ذات الصلة بـ DESI، مع التركيز على الطاقة المظلمة. نبدأ بتقديم الدوال الكونية ذات الصلة، قبل أن ننتقل لوصف مجموعات البيانات المستخدمة والأدوات الإحصائية المعتمدة في تحليلنا.

كما هو موضح في [40، فإن الأدلة على الانحناء المكاني في الكون ليست كبيرة. لذلك، نفترض كونًا مسطحًا لجميع النتائج المقدمة في تحليلاتنا. يتم تمكين الاعتماد الزمني لكثافة الطاقة المظلمة من خلال معادلة الحالة. ; معدل التوسع يقرأ

أين هو معامل هابل اليوم، و و هي معلمات كثافة الطاقة في الوقت الحاضر في الباريونات، والمادة المظلمة الباردة، والإشعاع، والنيوترينوات الضخمة، والطاقة المظلمة، على التوالي. تساهم أنواع النيوترينوات في محتوى المادة في الكون في الوقت الحاضر، حيث تتصرف كمادة غير نسبية بمجرد أن تمر عبر تحول في الانزياح الأحمر خلال عصر هيمنة المادة (على سبيل المثال، الانتقال حول انزياح أحمر لحالة ذات كتلة نيوترينو بكتلة 0.06 إلكترون فولت) 63، 64. ستكون هذه التفاصيل مهمة عند تحديد مخطط ضغط الخلفية الكونية الميكروية (CMB) لدينا، حيث أن النيوترينوات النسبية لا تساهم بشكل كبير في كثافة المادة في وقت إعادة التركيب. نحن نعرف للدلالة على محتوى المادة الذي يتناسب عندما تكون النيوترينوات غير نسبية.

لجزء الطاقة المظلمة مع معامل حالة المعادلة كثافة الطاقة يتطور المعدل الطبيعي إلى قيمته الحالية كالتالي

لقيمة ثابتة من تكون كثافة الطاقة المظلمة متناسبة مع بينما لنموذج يعتمد على ثابت كوني )، الجانب الأيمن من المعادلة (2) هو واحد. التقليدي معاملات للزمن المتغير هو [50، 51]

مع كثافة الطاقة التي تتبع التعبير:

تقيس BAO المسافة المتزامنة عند الانزياح الأحمر الفعال لعينة معينة من المجرات، بوحدات أفق الصوت ( ) في عصر السحب، المسمى بـ . تتوافق حقبة السحب مع إطلاق الباريونات من سحب فوتونات الخلفية الكونية، والتي تحدث عند انزياح أحمر المقياس وبالتالي، فإن المسافة التي تمكنت فيها موجات الصوت في سائل الفوتون-باريون من السفر منذ الانفجار العظيم، بعد فترة وجيزة من زمن إعادة التركيب، إلى عصر السحب، تُعطى بـ

أين هي سرعة موجات الصوت في السائل، و هو الانزياح الأحمر الذي تنفصل عنده الفوتونات والباريونات [7]. قياسات BAO حساسة للمسافة في الاتجاه العرضي لخط الرؤية، والتي تتوافق مع مسافة القطر الزاوي المتحرك.

تقيس BAO أيضًا المسافة المتحركة على طول خط الرؤية، والتي ترتبط ارتباطًا مباشرًا بمعدل التوسع.
ناس

ومع ذلك، كما هو موضح في [47]، فإن بعض قياسات DESI BAO متساوية الاتجاه، كما هو الحال في حالة متتبع BGS. ومن ثم، نستخدم أيضًا المسافة المتوسطة كروياً. الذي يحدد متوسط المسافات المقاسة على طول، وعرض، خط الرؤية إلى المراقب 65، ويعطى بواسطة

نظرًا لأن هذه القياسات تتعلق بأفق الصوت التي تحدد مقياس BAO، فإن الكميات المقيدة مباشرة هي النسب ، و مع هذا، يمكننا الآن تحديد مجموعة البيانات الأساسية المستخدمة في بحثنا عن الطاقة المظلمة الديناميكية، استنادًا إلى أحدث بيانات DESI:

نحن الآن نبدأ بتعريف مجموعات البيانات الكونية التي نستخدمها، بالتعاون مع DESI، للحصول على قيود على المعلمات الكونية. الأدوات الكونية ومجموعات البيانات الخارجية المحددة المستخدمة في تحليلنا هي:

في تحليلنا، نستخدم أخذ عينات سلسلة ماركوف مونت كارلو (MCMC) لاستكشاف فضاء المعلمات باستخدام خوارزمية ميتروبوليس-هاستينغز كما تم تنفيذها في كوبايا. بالنسبة للمعلمات البديلة، والطرق غير المعلمية، وفئات DE، نتبنى أولويات مشابهة لـ [40، مع تقديم المواصفات الدقيقة في الجدول 1، وقد قمنا بتعديل محلل بولتزمان camb، مضيفين معادلة حالة عامة للطاقة المظلمة للتنبؤ النظري بالملاحظات. نستخدم إطار العمل المعلم بعد فريدمان (PPF) لحساب الاضطرابات الكونية لمعادلة الحالة المعتمدة على الزمن. ، حيث هو عامل المقياس، الذي يسمح بالانتقالات عبر الفجوة الوهمية عند . بالإضافة إلى ذلك، نستخدم كود نظرية مخصص في كوبايا لتحليل إحصائيات التجميع والتقاطع. من أجل الجوهر

نماذج، لدينا نسخة معدلة من الفئة 89،90 مدمجة في خط أنابيب الاستدلال لدينا. لقد انتقلنا إلى خيار Recfast لإعادة التركيب لأنه لا يفترض أي شيء عن معادلة الحالة. نفترض وجود نوع واحد من النيوترينوات الضخمة ونوعين من النيوترينوات عديمة الكتلة. و . بالنسبة لاحتمالات SNe Ia (PantheonPlus وUnion3 وDESY5)، نقوم بتهميش التحليل على السطوع المطلق لوضوح العرض، نستخدم Union3 في الأشكال كنتيجة محافظة، حيث أن لديها عدم يقين أكبر مقارنة بمجموعات بيانات PantheonPlus و DESY5. ومع ذلك، سنناقش أيضًا القيود المستمدة من مجموعات بيانات السوبرنوفا الأخرى حيثما كانت ذات صلة بتحليلنا. أخيرًا، يتم تعريفه بالنسبة إلى أفضل ملاءمة. لحساب نقاط الملاءمة الأفضل نفسها، نبدأ بنقاط الحد الأقصى لل posteriori (MAP) من السلاسل الأربع التي تم إنتاجها خلال أخذ عينات MCMC، ونستخدم المُصغّر iminuit 91. وبالتالي، فإن الكمية المستخدمة في مقارنات النماذج هي بشكل أكثر دقة ، وهو الفرق في قيم اللوغاريتم الخلفي عند النقاط القصوى المحسوبة، مقاسًا بـ -2. نظرًا لأن الخلفية تعتمد على حاصل ضرب الاحتمالية والاحتمالات السابقة، فإننا نأخذ أيضًا في الاعتبار نسب الاحتمالات السابقة لنماذج مختلفة لضمان عدم وجود عقوبة إضافية في من مقارنة نموذجين.

نبدأ بتلخيص النتائج الرئيسية للطاقة المظلمة من ورقة البحث الرئيسية BAO في DESI DR2 [47، مع افتراض أن التمثيل المعطى في المعادلة (3). كمثال، القيود المهمشة في الـ تظهر الطائرات في الشكل 1 لمجموعة بيانات DESI+CMB+Union3، مع القيود من بيانات DESI DR1 BAO مقارنة بتلك التي تم الحصول عليها من بيانات DESI DR2 BAO، والتي تت correspond إلى سنة واحدة وثلاث سنوات من البيانات، على التوالي. تفضل البيانات المجمعة المنطقة و بعيدًا عن الثابت الكوني، مما يعني أن معادلة الحالة كانت شبيهة بالخيال في الماضي البعيد ومنذ ذلك الحين تطور إلى في الوقت الحاضر، كما هو موضح في اللوحة العلوية من الشكل 2. تم ملاحظة هذا التفضيل في تحليلات DESI السابقة [40-44] ويستمر حتى عند السماح بتغيرات في الانحناء المكاني. [40، الجاذبية المعدلة 92، أو التعديلات على فيزياء ما قبل إعادة التركيب 93.

تظهر بيانات DESI DR2 BAO أن التوزيعات الخلفية المتوسطة قد تحولت قليلاً نحو القيم المتوقعة لـ CDM، بينما زادت الشكوك المنخفضة بشكل طفيف من الأهمية الإحصائية للاختلافات من CDM إلى (مع تحسينات في الملاءمة تتراوح من )، مقارنة بـ من DR1 [40، 47]. تتبع استنتاجات مماثلة عند استخدام المتوسط المرجح لل posterior للاحتمالية اللوغاريتمية، النظير البايزي لـ . من أجل
مقارنة النماذج البايزية المفصلة، انظر الملحق أ. من المثير للاهتمام، مع زيادة الدقة، أن بيانات DESI + CMB المجمعة تشير بالفعل إلى انحراف عن مستقل عن أي تجميع لـ SNe Ia، مع استنتاجات مماثلة مستخلصة من DESI+DESY3 تركيبة، على الرغم من أنها تظهر توتراً أقل؛ انظر الشكل 14 في [47].

جسدياً، معادلة حالة وهمية يترجم إلى كثافة طاقة تزداد مع التوسع ( )، قبل أن تصل إلى أقصى حدها (عند في حالتنا)، عندما يتجاوز معادلة الحالة الخط الشبح ، و يبدأ بالتخفيف مرة أخرى مع توسع الكون. متوسط الانزياح الأحمر الذي يحدث عنده هذا الانتقال في تشير المعلمة إلى خط عمودي صلب في الشكل 2. يجب أن نلاحظ في هذه المرحلة أن الانزياح الأحمر الدقيق الذي يحدث عنده هذا التقاطع يعتمد على مجموعة البيانات المعنية.

قد توحي هذه النتائج بسذاجة بوجود “عبور شبح” عند الانزياحات الحمراء العالية. من منظور نظري، فإن هذا ما يسمى بعبور الشبح يمثل تحديًا للتوافق مع نماذج الحقل القياسي للطاقة المظلمة التي ترتبط بشكل ضئيل بالجاذبية، حيث إنها مقيدة بالامتثال لـ . على وجه الخصوص، ضمن نظرية النسبية العامة، مكون طاقة مظلمة وحيدة الحقل مع سوف ينتهك بالضرورة شرط الطاقة الصفري (NEC)، المعطى بـ 95. إذا تم التأكيد، فإن عبور الشبح سيكون له تداعيات عميقة على الفيزياء الأساسية، حيث سيشير إلى قطاع مظلم أكثر تعقيدًا بكثير مما كان يُفترض تقليديًا. ومع ذلك، من المهم التأكيد في هذه المرحلة أن التوصيف فعال بشكل خاص في التقاط تأثير نماذج الطاقة المظلمة المختلفة، والتي قد تكون أكثر أساسية، على الملاحظات مثل المسافات وتاريخ التوسع ضمن دقة 54 وقد تفشل في تقدير السلوك الحقيقي بدقة نفسه، مما قد يؤدي إلى إشارة زائفة لعبور وهمي. وبالتالي، فإن تقييد تحليلاتنا إلى النماذج التي تلبي قد يسبب تحيزًا مصطنعًا في استنتاجنا. لمزيد من المناقشة حول العبور الوهمي، انظر القسم VIE.

قبل توسيع تحليلنا إلى ما هو أبعد من نقدم هنا كميتين رئيسيتين ستكونان مفيدتين طوال هذا العمل. الشكل 3 يعرض التشخيص [96] ومعامل التباطؤ لـ نموذج، حيث

معامل التباطؤ يُعطى بواسطة

تشكل هاتان الوظيفتان مجسًا حساسًا للفيزياء الجديدة، حيث إنهما حسّاسيتان فقط لـ ‘شكل’ تاريخ التوسع (المعياري). . وبالتالي، فإنها غير متأثرة بالانحلالات التي قد توجد بين كثافات الطاقة المظلمة والمادة عند

مستوى الخلفية 97,99. في الواقع، يمكن للمرء أن يرى بسهولة من المعادلة (9) أن الكمية ثابت تمامًا ومساوي لكثافة المادة الحالية إذا كانت الطاقة المظلمة في شكل ثابت كوني. وبالتالي، يعمل كاختبار فارغ لـ ، وأي انحراف كبير عن قيمة ثابتة سيشير إلى ديناميات في كثافة الطاقة المظلمة. تم إعادة بناء في الشكل 3 يظهر بوضوح ( انحراف عن الثبات في النطاق حيث تمثل الخطوط المنقطة السوداء أفضل ملاءمة قيمة CDM من ناحية أخرى، يتتبع المشتق اللوغاريتمي لـ ، بدلاً من شكله، يقترب من قيمة 0.5 خلال هيمنة المادة. تم إعادة بناء يشير إلى تسارع الكون ( بدأت في وقت سابق في التاريخ الكوني ) مما تم التنبؤ به ( ) مع تباطؤ في التسارع الكوني في الأوقات الأخيرة. هذه الاتجاهات في و تمت ملاحظتها سابقًا باستخدام بيانات DESI DR1 وتستمر مع دلالة إحصائية أكبر قليلاً في DESI DR2.

للاستكشاف بشكل أعمق للطبيعة الديناميكية المحتملة للطاقة المظلمة، نتوجه الآن إلى تمثيلات إما معادلة الحالة أو كثافة الطاقة . نظرًا لأن التوصيفات المختلفة يمكن أن تؤدي إلى اختلافات

في التطور المستنتج للطاقة المظلمة، من الضروري استكشاف أشكال متعددة لتقييم قوة أي انحراف تم اكتشافه عن الثابت الكوني. نحن نفحص أشكالًا وظيفية متعددة ذات معلمين كبدائل لـ CDM. بالإضافة إلى ذلك، نزيد من درجات الحرية المتاحة لـ للاستقصاء عن الاتجاهات الموجودة في البيانات. بينما لا ترتبط المعلمات التي تم التحقيق فيها هنا بنموذج فيزيائي محدد، إلا أنها تغطي مساحات وظيفية متميزة، مما يساعد على ضمان أن النتائج ليست مدفوعة باختيار المعلمة.

في هذا القسم، نستعرض أربعة تمثيلات بديلة من الأدبيات (انظر 100، 101 لنتائج DR1 المعادلة) التي، مثل ، قدم معلمتين إضافيتين: معادلة الحالة الحالية ومعامل التطور لكن بأشكال وظيفية مختلفة.

تقدم الشكل 4 قيودًا على هذه النماذج البديلة كما هو محدد في الجدول II، أي: باربوزا-ألكانيز (BA) 102، 103، الأسية (EXP ) 104، 105، اللوغاريتمي (LOG) 103 وJassal-Bagla-Padmanabhan (JBP) 106، جنبًا إلى جنب مع Chevallier-Polarski-Linder (CPL) باللون الأزرق للمقارنة. الأشرطة المظللة، التي تمثل الشكوك، مشتقة من مزيج من DESI وCMB وUnion3. باستثناء JBP، جميع

تظهر النماذج سلوكًا مشابهًا عند الانزياح الأحمر المنخفض، بما في ذلك عبور وهمي بالقرب من في الجدول الثاني، نقدم الأشكال الوظيفية البديلة لـ و القيم بالنسبة إلى CDM، مما يظهر أن BA وCPL وLOG وEXP توفر ملاءمات إحصائية قابلة للمقارنة مع البيانات. الشكل الوظيفي لبارامتر JBP، الذي يجبره على افتراض سلوك متطابق في الأوقات المبكرة والمتأخرة، يؤدي إلى ملاءمة أقل قليلاً. تؤكد هذه النتائج أن القيود من CPL تمثل بشكل عام البديل. النماذج التي تم النظر فيها، دون ملاحظة أي تحسين ملحوظ لأي شكل بديل. وهذا يشير إلى أن البيانات الحالية تفتقر إلى الحساسية لتمييز بين هذه المعلمات عند استنتاج يبقى دون تغيير عبر مجموعات بيانات SNe Ia المختلفة.

بدلاً من استكشاف تطورات الانزياح الأحمر المختلفة لـ يمكن بدلاً من ذلك قياس تأثير إدخال درجات حرية إضافية في خصائص الطاقة المظلمة. وفقًا للمنهجية المفصلة في [43]، نقوم بتوسيع معادلة حالة الطاقة المظلمة من حيث متعددات حدود تشيبيشيف (انظر أيضًا [107-110])،

أين هي معاملات حرة، و هي كثيرات الحدود تشيبيشيف من النوع الأول، تشكل قاعدة كاملة للدوال المستمرة في الكبيرة- حد، على الرغم من 3 عادة ما تكون كافية لالتقاط الدوال السلسة. نلاحظ أن يتم استرداده لـ و . بدلاً من ذلك، قد يرغب المرء في العمل مع كثافة الطاقة المظلمة العادية بدلاً من ذلك

التوسع في يوفر ميزة السماح بكثافة الطاقة (الفعالة) لتغيير الإشارة، مما يشمل فئة أوسع من النماذج 111-114، بما في ذلك سيناريوهات الجاذبية المعدلة [115-118] وتفاعلات القطاع المظلم المعقدة التي يصعب التقاطها باستخدام نموذج معلم. . نلاحظ أن التوسع في المعادلة (12) لديه درجة حرية واحدة أقل مقارنةً بتلك الموجودة في المعادلة (11)، حيث يجب أن تلبي جميع العينات .

تظهر اللوحة العلوية من الشكل 5 الصورة المعاد بناؤها لـ DESI التوليفة، مع بيانات SNe Ia (باللون الأزرق) وبدونها (باللون البرتقالي) من تجميع Union3. تظهر اللوحات السفلية البيانات المعاد بناؤها من الجدير بالذكر أن التوسعات في و تنتج سلوكيات مماثلة بشكل مستقل عن بيانات SNe Ia، لكنها تتفق أيضًا مع النتائج الرئيسية التي تم الحصول عليها باستخدام توصيف CDM [47، كما هو موضح في الشكل 2. هذه الاتساق يعزز بشكل أكبر قوة النتائج.

بينما تتماشى هذه النتائج تمامًا مع النتائج، التوسعات في المعادلتين (11) و (12) تقدم مرونة أكبر، مما يمكنها من التقاط الميزات في تطور الطاقة المظلمة بما يتجاوز المعايرة الخطية المعطاة في المعادلة (3). على الرغم من هذه المرونة الإضافية – والتي تم تأكيدها أيضًا من خلال تحليلاتنا المستقلة – فإن البيانات المجمعة تفضل تطورًا سلسًا، يتم وصفه بشكل جيد بواسطة

CDM ضمن النطاق المنخفض الانزياح الأحمر الذي تم استكشافه. التحسن في الملاءمة، الذي تم قياسه بواسطة يظهر كدالة لعدد المعلمات الحرة في الشكل 6. توسيع ذو معلمتين في يستعرض الاتجاهات الرئيسية في البيانات، كما تم الإشارة إليه بالفعل في 119. إن إدخال درجات حرية إضافية لا يحسن بشكل كبير من توافق البيانات المجمعة، وسيكون غير مفضل من منظور مقارنة النماذج، حيث إن التعقيد المضاف لا يبرره البيانات. نلاحظ أنه بسبب التعقيدات التي يمكن أن تنشأ في معالجة الاضطرابات عند السماح بـ “، هذه الجزء من التحليل مقيد بمعلومات “CMB” “المضغوطة”، المشار إليها بـ بدلاً من احتمال بلانك الكامل. لقد تحققنا من أن كما هو موضح في القسم الثاني، ينتج قيودًا متطابقة تقريبًا مثل تلك التي تستخدم التباينات الأولية في إشعاع الخلفية الكونية.

بينما تشير جميع النماذج البارامترية التي اختبرناها أعلاه إلى وجود تقاطع وهمي، فإن الانزياح الأحمر الدقيق الذي يحدث عنده يعتمد على المعايرة المختارة، كما يتضح من الشكل 5 الذي يقترح قيمة أعلى قليلاً لـ من هذه التغيرات – على الرغم من عدم كونها ذات دلالة إحصائية – متوقعة بسبب القيود الجوهرية للتناسب البارامتري، حيث أن كل شكل وظيفي له درجة محدودة من المرونة.

على عكس التقنيات التي تم استكشافها في القسم الرابع، تركز التقنيات غير المعلمية على تحديد الدالة الحقيقية لكميات مثل ، و من البيانات الملاحظة، بدلاً من مجرد تقدير معلمات شكل محدد مسبقًا لـ نحن غير مهتمين بمقارنة النماذج هنا بحد ذاتها، بل نركز على قوة الاتجاهات الملحوظة في البيانات تحت تقنيات إعادة البناء غير المعلمية المختلفة.

نستكشف تقنيتين: التجميع والانحدار باستخدام عملية غاوسي. لقد اختبرنا أيضًا التوسع الكوزموغرافي حتى أين هو وقت الرجوع
و تشير إلى الحقبة الحالية 120، 121. ومع ذلك، لا نقدم تلك النتائج هنا لأنها لم تجتز اختبارات التحقق مع بيانات DESI الكاملة وتتطلب قطعًا في الانزياح الأحمر لإجراء استنتاج غير متحيز.

التجميع هو تقنية مستخدمة على نطاق واسع في علم الكونيات تسمح بمقارنة فترات الانزياح الأحمر المختلفة، دون افتراض شكل وظيفي محدد؛ انظر 49، 54، 122، 131 لبعض الأمثلة. هنا نركز على تجميع معادلة حالة الطاقة المظلمة، وكثافة الطاقة المظلمة، ، مما يسمح بإجراء تحليلات محلية للسلوك المدفوع بالبيانات. تجعل درجات الحرية الإضافية المقدمة من الممكن استكشاف التغيرات أو الاتجاهات المحتملة في عبر انزياحات الطيف الأحمر، والتي قد تساعد في تحديد الانحرافات عن المعيار نموذج.

في هذا القسم، نكمل نظام ثلاثي من صناديق الانزياح الأحمر الموحد لمعلمة حالة الطاقة المظلمة من [47] (انظر الشكل 12 هناك) من أجل تقييم تأثير الخيارات المختلفة للتنفيذ. تأخذ الدالة المجمعة الشكل العام

أين هي معلمات سعة الصندوق، عدد الحاويات و الوشاح الملس الذي يتحكم في حدة الانتقالات حول الحواف بين الحاويات. نفترض عدم وجود ارتباط سابق بين الحاويات.

عدة مخططات إضافية مختلفة لـ تم اختبارها، بما في ذلك تقسيم اللوغاريتم، وتقسيم متوافق مع الانزياحات الحمراء لأنواع المتتبعين، ومجموعة متنوعة من أساليب التقسيم غير المتساوي عبر فترة الانزياح الأحمر المقيدة. ومع ذلك، من أجل الوضوح، نقدم النتائج فقط للأنظمة التي تحتوي على صناديق انزياح أحمر موحدة بين و ، حيث لا تتغير النتائج نوعياً عبر مخططات التجميع المختلفة. نحن نعتبر مجموعة DESI وUnion3 SNe Ia وCMB. في حالة يتم استخدام CMB المضغوط لتجنب التعقيد الحسابي المرتبط بتعديل سلوك الطاقة المظلمة بشكل صحيح في محلل بولتزمان لأخذ في الاعتبار مع تقييد المعلمات حصريًا بمعلومات CMB المبكرة.

الشكل 7 (اللوحة العلوية) يوضح القيم الوسيطة لـ مع و أشرطة الخطأ، موضوعة في مركز فترات الانزياح الأحمر الخاصة بها. تُظهر هذه الفترات بنفس الألوان بين اللوحات. تمتد أعلى فترة انزياح أحمر فعليًا إلى انزياحات حمراء عالية، مع وضع السعة المقابلة في

فقط من أجل الراحة. إن السعات المقيدة للحاويات المتداخلة بين المخططات المختلفة جميعها ضمن بعضهم البعض. التراكب مع الوسيط (الخط الرمادي المتقطع) و مستويات الثقة المقابلة نتيجة CDM، نرى أن السلوك الذي تم استعادته بواسطة كل مخطط مختلف يتفق بشكل عام جيد، مع نقاط وسطي على جانبي الخط. توفر البيانات أقوى القيود في أدنى نطاق انزياح أحمر، حيث تفضل أكثر من بعيد عن قيمة -1، في حين أن سعات حاويات الانزياح الأحمر الأعلى تبقى، في أقصى حد، ضمن من CDM. مسألة العبور الفعلي أكثر تعقيدًا، حيث يجب أن يحدث عند الحافة بين صندوقين متجاورين، مما يعني أنه سيعتمد بشكل غير تافه على عدد الصناديق ومراكزها المختارة، ولن يكون قياسًا قويًا جدًا.

للسماح بالاستكشاف الصريح لمنطقة فضاء المعلمات ذات القيم السلبية الذي يتم استبعاده عند التجميع مع سعة نحن أيضًا نختبر مخططات تجميع إضافية حيث ترتبط متغيرات التجميع بدلاً من ذلك بسعة تظهر الشكل 7 (اللوحة السفلية) نفس السلوك الفعال بين أنظمة التجميع الفردية، مع توافق جيد مع المنحنيات، تشير إلى تحول ما في منطقة و حوالي لأغلب الصناديق. تزداد الشكوك مع الانزياح الأحمر، وتصبح بشكل متزايد أقل Gaussian، مع ذيول أطول تمتد نحو المزيد من السلبية. القيم. أخيرًا، نلاحظ أن السعات في الصناديق المجاورة تظهر ارتباطات خفيفة، تضعف مع زيادة الانزياح الأحمر.

لإزالة الترابط بين الحاويات والحصول على رؤى إضافية حول المساهمات من فترات الانزياح الأحمر المختلفة، نقوم أيضًا بإجراء تحليل المكونات الرئيسية. تحليل المكونات الرئيسية (PCA) هو في الأساس تحويل يوفر أساسًا جديدًا حيث تكون المعاملات الجديدة ، التي تتوافق مع معلمات سعة الصندوق، غير مرتبطة. بشكل عام، هناك عدد لا نهائي من هذه الأسس غير المرتبطة، ولكن هناك واحدة فقط تكون متعامدة. يمكننا الحصول عليها ببساطة من خلال إيجاد قاعدة القيم الذاتية التي تقوم بتقطيع مصفوفة التغاير العكسية لمعاملات سعة الصندوق ، تم حسابه بواسطة أخذ عينات MCMC [52. انظر الملحق ب للحصول على تفاصيل إضافية.

نقسم معادلة حالة المعامل إلى 10 صناديق متساوية ذات سعة ثابتة بين و مع وجود معلمين إضافيين مجانيين، واحد لكل جانب من السعة. مصفوفة التغاير للمعلمات الناتجة عن الصناديق يتم استخدام DESI + CMB + Union3 لتحديد قاعدة المتجهات الذاتية. يتم تقديم دوال القاعدة، أو المكونات الرئيسية، المقابلة لأكبر 4 قيم ذاتية في الشكل 8، جنبًا إلى جنب مع الأخطاء المقابلة (المستخرجة كجذور مربعة للقيم الذاتية المعكوسة).

المكون الرئيسي الأكبر موضعي بشكل جيد في ، تصل إلى النطاق بينما المكون الثاني الأكبر يكون في الغالب إيجابي ويصل إلى ذروته في الفترة تظهر المكونات المتبقية سلوكًا تذبذبيًا أكثر وضوحًا بشكل متزايد، مع

على الأقل عدم اليقين في السلة الأولى، .
بشكل عام، نتائج التجميع من مخططات مختلفة تتفق بشكل جيد. عبور خط الفاصل الوهمي بواسطة ، والدوران في تليها اتجاه تنازلي نحو انزياحات حمراء أعلى، كما وُجد في التحليلات الأخرى تتماشى مع هذه النتائج. ومع ذلك، فإن النهج له حدوده. بينما هو مناسب تمامًا لاختبار الانحراف عن دالة ثابتة، فإن التقاط سلوكيات أكثر تعقيدًا يتطلب درجات حرية إضافية، مما يزيد من مستوى عدم اليقين [52، 54، 124، 125، 128]. على وجه الخصوص، على الرغم من أن البيانات تبدو متوافقة مع عبور وهمي، فإنه من الصعب استخلاص استنتاجات قوية حول الانزياح الأحمر المحدد حيث يحدث عبور وهمي لـ ، أو دوران في قد تحدث. تجعل القيود الموجودة في هذا النهج من المهم فهم نوع التحيزات التي قد يتم إدخالها من خلال التنفيذ. في الملحق E، نقوم بإجراء بعض الاختبارات على بيانات محاكاة في محاولة لمعالجة ذلك.

في هذا القسم، نناقش العمليات الغاوسية، التي يمكن اعتبارها تعميماً للتقسيم حيث يتم أخذ عينات من السعات عند كل انزياح أحمر ولكنها تخضع لبعض القيود (افتراضات مسبقة) على شكل الدوال الناتجة. وهذا يسمح بإجراء تحليل تكميلي مع إمكانية تحسين التوازن بين المرونة وقوة التقييد.

الانحدار باستخدام العمليات الغاوسية (GP) هو أداة إحصائية قوية وغير معلمية تُستخدم على نطاق واسع في مجالات مختلفة، بما في ذلك علم الكون [136-138، لإعادة بناء دوال سلسة من بيانات ضوضائية دون افتراض شكل وظيفي محدد (انظر على سبيل المثال، 62، 139-148 لقائمة غير شاملة). لغرض هذا العمل، يمكن اعتبار GP كطريقة لأخذ عينات من فضاء الدوال المستمرة بطريقة غير معلمية. وهذا يسمح بإعادة بناء مدفوعة بالبيانات للكميات ذات الاهتمام بالنسبة للطاقة المظلمة، وهي أو مع افتراضات قليلة 62، 136، 149، 150. بشكل أكثر تحديدًا، في كل نقطة في فضاء المعلمات، نقوم بسحب عينة (تحقيق) من من توزيع غاوسي متعدد المتغيرات، على سبيل المثال، أين هو دالة التغاير المعطاة – المعروفة بالنواة – التي تشفر افتراضاتنا السابقة حول نعومة الدالة المعاد بناؤها. نحن نفرض أيضًا لاستعادة معيار ( تاريخ التوسع الشبيه بـ CDM في الأوقات المبكرة. لقد اخترنا بعد التحقق من أن هذا الاختيار لا يغير استنتاجاتنا بشكل كبير. يتم تنفيذ ذلك في نسخة معدلة من محلل بولتزمان camb، مع مزيد من التفاصيل حول GP المقدمة في الملحق C.

توضح الشكل 9 خصائص الطاقة المظلمة المعاد بناؤها باستخدام GP مع مجموعات بيانات مختلفة: DESI + CMB (يسار)، DESI + Union3 (وسط)، و DESI + Union3 + CMB (يمين). الصف العلوي يقدم المعاد بناءه ، مما يشير إلى الانحرافات عن CDM عند الانزياح الأحمر المنخفض
وإشارات إلى العبور إلى النظام الوهمي حول إن تضمين بيانات CMB (اللوحات اليسرى واليمنى) يؤدي إلى قيود أكثر صرامة على ، مما يعزز أهمية الانحرافات عن بينما يسمح الجمع بين DESI + Union3 بقيم أقل من ومجموعة أوسع من التvariations . الصف الثاني يظهر زيادة ملحوظة في تطور كثافة الطاقة المظلمة، بينما القيود المستمدة بدون إشعاع الخلفية الكونية الميكروي تسمح بتنوع أوسع من يعرض الصف الثالث معامل هابل المنظم الصف الرابع يقدم تشخيصي، يظهر بوضوح التطور كدالة لـ ، مما يدل على انحراف عن . أخيرًا، الصف الأخير يصور معامل التباطؤ المعاد بناؤه التي تتجاوز قليلاً التوقعات لـ نموذج CDM، يشير إلى تباطؤ في معدل التسارع.

في الشكل 10، نقدم مقارنة للنتائج التي تم الحصول عليها من إعادة بناء GP باستخدام التمثيل المعتمد على بيانات DESI وCMB وUnion3. يتماشى إعادة بناء GP، الموضحة باللون الأزرق، بشكل جيد جداً مع التنبؤات اللاحقة لـ نموذج. نود أن نذكر القراء أن نهج GP يفرض توزيعًا أوليًا غاوسيًا على ، مركزًا عند دالة المتوسط التي نختارها صراحة لتكون ، كما تمثله الخط المنقط الأسود. هذا يضع فعليًا وزنًا أكبر على السابق وأي انحرافات ملحوظة عن مدفوعة إلى حد كبير بالبيانات. أخيرًا، نود أن نؤكد أنه على الرغم من أن انحدار GP يقدم مزايا على الطرق المعلمية، فمن المهم تفسير المعادلة المعاد بناؤها. بحذر. على الرغم من مرونته، قد لا تلتقط الطريقة بعض السلوكيات بشكل كامل كما هو موضح في الملحق E باستخدام بيانات محاكاة. ومع ذلك، تظل GP أداة قيمة لتقييم الطبيعة الديناميكية للطاقة المظلمة بطريقة غير معلمية.