DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202556049
تاريخ النشر: 2026-02-17
المؤلف: Youri Carloni وآخرون
الموضوع الرئيسي: علم الكون ونظريات الجاذبية
نظرة عامة
في هذا القسم، يقترح المؤلفون تفسيرًا جديدًا لتوتر هابل، منسوبًا إلى مكون سائل إضافي يتصرف مثل المادة ذات الضغط. يتميز هذا السائل بمعادلة حالة ثابتة ($\omega_s > 0$) وكثافة طاقة طبيعية صغيرة ($\Omega_s$)، ويظل أقل هيمنة مقارنة بالغبار والإشعاع طوال معظم تاريخ توسع الكون. وجود هذا السائل يعدل أفق الصوت ومعدل التوسع الخلفي، مما يميزه عن نماذج الطاقة المظلمة المبكرة مع تأثير ضئيل على معلمات كونية أخرى.
لإثبات فرضيتهم، يستخدم المؤلفون تحليل سلسلة ماركوف مونت كارلو ضمن إطار نموذجهم المقترح $\Lambda \omega_s$CDM، مستفيدين من كود بولتزمان CLASS. تشير نتائجهم إلى أن خصائص السائل تشبه إلى حد كبير خصائص الإشعاع، مما يؤدي إلى قيم أفضل ملاءمة لـ $\omega_s \lesssim \omega_\gamma$ وكثافة طاقة نسبية $\Omega_s/\Omega_\gamma = 0.45$. يقترح المؤلفون أن هذا السائل الفعال قد يكون مرتبطًا بنماذج K-essence العامة أو مجالات متجهة من نوع Procatype، بينما يترك أيضًا مجالًا لتفسيرات أكثر غرابة مثل الإشعاع المظلم أو الأكسونات. تكشف التحليلات عن تفضيل إحصائي لسيناريو $\Lambda \omega_s$CDM على نموذج $\Lambda$CDM التقليدي، مما يبرز أهميته المحتملة في الدراسات الكونية.
طرق
في هذا القسم، يوضح المؤلفون إعداد التجربة لإثبات وجود سائل إضافي يتميز بكثافة قدرها $\Omega_s (1 + z)^3(1 + \omega_s)$. يقومون بتوسيع نموذج الكون القياسي $\Lambda$CDM، حيث يتم تعريف المسافة المتحركة بواسطة التكامل \( D_M(z) = c \int_0^z \frac{dz’}{H(z’)} \). يتضمن معامل هابل \( H(z) \) مكونات مختلفة من الكون، معبرًا عنها كـ \( H(z) = H_0 \left( \Omega_\nu(z) + \sum_{i} \Omega_i (1 + z)^3(1 + \omega_i) \right) \)، حيث يمثل \( i \) مكونات الطاقة المختلفة: الثابت الكوني ($\Lambda$)، المادة ($m$)، الإشعاع ($\gamma$)، والسائل الإضافي ($s$).
يضمن المؤلفون كونًا مسطحًا مكانيًا من خلال تعيين \( \Omega_k = 0 \)، مما يؤدي إلى العلاقة \( \Omega_\Lambda = 1 – \Omega_m – \Omega_s – \Omega_\gamma – \Omega_\nu \). كما يستخرجون تعبيرات لمسافة اللمعان \( D_L(z) = (1 + z) D_M(z) \) ومسافة القطر الزاوي \( D_A(z) = \frac{D_M(z)}{1 + z} \)، والتي تعتبر أساسية لتحليل البيانات الرصدية في سياق نموذجهم الموسع.
نتائج
في هذا القسم، يقدم المؤلفون نتائج عددية مستمدة من عدة مجموعات بيانات رئيسية، بما في ذلك عينة Pantheon+ من المستعرات العظمى من النوع Ia (SNe Ia)، والإصدار الثاني من البيانات (DR2) من التذبذبات الصوتية الباريونية (BAOs) من أداة الطيف الضوئي للطاقة المظلمة (DESI)، ومعلمات انزياح الخلفية الكونية (CMB). يتكون كتالوج Pantheon+ من 1701 SNe Ia مع انزياحات تتراوح من $z = 0$ إلى $z = 2.3$، والتي تعتبر حاسمة لفهم توسع الكون.
يستكشف المؤلفون نموذجين من الطاقة المظلمة: أحدهما بمعامل ثابت وإيجابي لمعادلة الحالة (EoS) $\omega_s$، والذي يتوافق مع حد زيلدوفيتش وله تفسير حراري مباشر، والآخر يتميز بمعادلة حالة متغيرة زمنياً. النموذج الأول يفترض كثافة $\rho_s(z) \propto (1 + z)^{3(1+\omega_s)}$، مما يشير إلى أنه ليس مصممًا للتدهور. في المقابل، يتضمن النموذج الثاني كل من $\omega_{EDE}$ و$\rho_{EDE}$، والتي تهدف إلى التدهور بعد إعادة التركيب، مما يشير إلى سلوك ديناميكي للطاقة المظلمة على مدى الزمن الكوني. تسهم هذه النتائج في التحقيق المستمر في طبيعة الطاقة المظلمة وآثارها على التطور الكوني.
نقاش
يتناول قسم النقاش في الورقة توتر هابل، وبشكل خاص التباين بين القياسات المحلية لمعامل هابل ($H_0$) وتلك المستنتجة من ملاحظات الخلفية الكونية (CMB). يقترح المؤلفون عدة استراتيجيات لتخفيف هذا التوتر مع الحفاظ على المقياس الزاوي ($\theta_*$) ثابتًا. تشمل هذه الاستراتيجيات تعديل أفق الصوت المتحرك ($r_s$)، ومسافة القطر الزاوي ($D_A$)، وإدخال سائل بارومتري جديد يتميز بمعادلة حالة إيجابية (EoS).
تتضمن الطريقة الأولى تغيير سرعة الصوت في سائل الفوتون-باريون قبل إعادة التركيب، مما يمكن أن يقلل بشكل فعال من أفق الصوت المتحرك ويزيد من القيمة المستنتجة لـ $H_0$. تقترح الطريقة الثانية تغيير انزياح إعادة التركيب، مما يؤثر مباشرة على حجم أفق الصوت. تقدم الطريقة الثالثة طاقة مظلمة مبكرة (EDE)، والتي تصبح ذات صلة ديناميكيًا قبل إعادة التركيب، مما يعدل معدل توسع هابل ويقلل من أفق الصوت. أخيرًا، يقترح المؤلفون سائلًا جديدًا ذو ضغط، والذي يعدل معدل التوسع وأفق الصوت بينما يظل أقل هيمنة على الإشعاع والمادة طوال التاريخ الكوني. يُظهر هذا النموذج الجديد، المسمى $\Lambda \omega_s$CDM، تفضيلًا إحصائيًا على نموذج $\Lambda$CDM القياسي، مما يشير إلى طريق واعد لحل توتر هابل مع الالتزام بالقيود الرصدية.
DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202556049
Publication Date: 2026-02-17
Author(s): Youri Carloni et al.
Primary Topic: Cosmology and Gravitation Theories
Overview
In this section, the authors propose a novel explanation for the Hubble tension, attributing it to an additional fluid component that behaves like matter with pressure. This fluid, characterized by a constant equation of state ($\omega_s > 0$) and a small normalized energy density ($\Omega_s$), remains subdominant compared to dust and radiation throughout most of the universe’s expansion history. The presence of this fluid modifies the sound horizon and the background expansion rate, distinguishing it from early dark energy models while minimally impacting other cosmological parameters.
To validate their hypothesis, the authors employ a Monte Carlo Markov chain analysis within the framework of their proposed $\Lambda \omega_s$CDM model, utilizing the CLASS Boltzmann code. Their findings indicate that the fluid’s properties closely resemble those of radiation, yielding best-fit values of $\omega_s \lesssim \omega_\gamma$ and a relative energy density $\Omega_s/\Omega_\gamma = 0.45$. The authors suggest that this effective fluid could be linked to generalized K-essence models or Procatype vector fields, while also leaving room for more exotic interpretations such as dark radiation or axions. The analysis reveals a statistical preference for the $\Lambda \omega_s$CDM scenario over the traditional $\Lambda$CDM model, highlighting its potential significance in cosmological studies.
Methods
In this section, the authors outline the experimental setup to demonstrate the existence of an additional fluid characterized by a density of $\Omega_s (1 + z)^3(1 + \omega_s)$. They extend the standard $\Lambda$CDM cosmological model, where the comoving distance is defined by the integral \( D_M(z) = c \int_0^z \frac{dz’}{H(z’)} \). The Hubble parameter \( H(z) \) incorporates various components of the universe, expressed as \( H(z) = H_0 \left( \Omega_\nu(z) + \sum_{i} \Omega_i (1 + z)^3(1 + \omega_i) \right) \), where \( i \) represents different energy components: cosmological constant ($\Lambda$), matter ($m$), radiation ($\gamma$), and the additional fluid ($s$).
The authors ensure a spatially flat universe by setting \( \Omega_k = 0 \), leading to the relation \( \Omega_\Lambda = 1 – \Omega_m – \Omega_s – \Omega_\gamma – \Omega_\nu \). They also derive expressions for the luminosity distance \( D_L(z) = (1 + z) D_M(z) \) and the angular diameter distance \( D_A(z) = \frac{D_M(z)}{1 + z} \), which are essential for analyzing observational data in the context of their extended model.
Results
In this section, the authors present numerical results derived from several key datasets, including the Pantheon+ sample of Type Ia supernovae (SNe Ia), the second data release (DR2) of baryonic acoustic oscillations (BAOs) from the Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), and cosmic microwave background (CMB) shift parameters. The Pantheon+ catalog comprises 1701 SNe Ia with redshifts ranging from $z = 0$ to $z = 2.3$, which are crucial for understanding the expansion of the universe.
The authors explore two models of dark energy: one with a constant and positive equation of state (EoS) parameter $\omega_s$, which adheres to the Zel’dovich limit and has a direct thermodynamic interpretation, and another characterized by a time-varying EoS. The first model posits a density $\rho_s(z) \propto (1 + z)^{3(1+\omega_s)}$, indicating that it is not designed to decay. In contrast, the second model incorporates both $\omega_{EDE}$ and $\rho_{EDE}$, which are intended to decay post-recombination, suggesting a dynamic behavior of dark energy over cosmic time. These findings contribute to the ongoing investigation of the nature of dark energy and its implications for cosmic evolution.
Discussion
The discussion section of the paper addresses the Hubble tension, specifically the discrepancy between local measurements of the Hubble constant ($H_0$) and those inferred from cosmic microwave background (CMB) observations. The authors propose several strategies to alleviate this tension while maintaining the angular scale ($\theta_*$) fixed. These strategies include modifying the comoving sound horizon ($r_s$), the angular diameter distance ($D_A$), and introducing a new barotropic fluid characterized by a positive equation of state (EoS).
The first approach involves altering the sound speed of the photon-baryon fluid prior to recombination, which can effectively decrease the comoving sound horizon and increase the inferred value of $H_0$. The second approach suggests varying the recombination redshift, which directly impacts the sound horizon size. The third method introduces early dark energy (EDE), which becomes dynamically relevant before recombination, thereby modifying the Hubble expansion rate and reducing the sound horizon. Lastly, the authors propose a novel fluid with pressure, which modifies the expansion rate and sound horizon while remaining subdominant to radiation and matter throughout cosmic history. This new model, termed $\Lambda \omega_s$CDM, is shown to be statistically favored over the standard $\Lambda$CDM model, suggesting a promising avenue for resolving the Hubble tension while adhering to observational constraints.