- Сообщения
- 7.800
- Реакции
- 10.685
Когда в конце 1990-х астрономы измеряли расстояния до далёких сверхновых, никто всерьёз не ожидал революции. Задача была почти технической: уточнить, с какой скоростью замедляется расширение Вселенной под действием гравитации. Вместо замедления они увидели обратное - по данным двух независимых коллабораций, High-Z Supernova Search Team и Supernova Cosmology Project, Вселенная расширяется с ускорением. Это открытие, опубликованное в 1998 году, быстро прошло путь от осторожной гипотезы до результата, удостоенного Нобелевской премии по физике 2011 года. Чтобы объяснить ускорение, в уравнения космологии пришлось вернуть давно известный, но считавшийся лишним - космологическую постоянную. Так в язык современной физики вошло понятие тёмной энергии, компоненты с отрицательным давлением, которая доминирует в энергетическом балансе Вселенной, но почти не взаимодействует с веществом и излучением.
Сегодня стандартная космологическая картина выглядит так: примерно 5 процентов энергии Вселенной приходится на обычное вещество, 25 процентов - на тёмную материю и около 70 процентов - на тёмную энергию, ответственную за ускоренное расширение. Это не случайные числа: они вытекают из совмещения нескольких независимых наблюдательных наборов. Одни и те же параметры должны одновременно описывать яркость и красные смещения сверхновых типа Ia, мелкие неоднородности реликтового излучения, масштаб и амплитуду крупномасштабной структуры галактик, а также характер так называемых барионных акустических осцилляций - слабого отпечатка звуковых волн в ранней плазме на распределении галактик. Само по себе ускорение фиксируется, например, через измерения сверхновых: уже первая большая выборка, проанализированная группой Адама Рисса, показала, что далёкие сверхновые кажутся слабее, а значит дальше, чем ожидалось бы в модели без космологической постоянной. Позднее эти выводы были подтверждены расширенными выборками сверхновых и другими методами.
Удобнее всего описывать тёмную энергию через уравнение состояния - отношение давления к плотности энергии, обозначаемое w. Для идеального вакуума с космологической постоянной w равно минус единице: такая компонента не разрежается при расширении и ведёт себя как постоянная плотность энергии, равномерно заполняющая пространство. Если w отлично от минус единицы, это означает, что перед нами не просто геометрический эффект, а динамическое поле с собственной эволюцией. Современные космологические данные, в первую очередь результаты миссии Planck по измерению реликтового излучения в сочетании с наблюдениями сверхновых и барионных акустических осцилляций, дают значение w очень близко к минус единице, с неопределённостью на уровне нескольких процентов. В отчётах Planck параметр обычно приводится как w около минус 1.03 с погрешностью порядка 0.03 - то есть в пределах ошибок полностью совместим с простой космологической постоянной. На этом месте легко сделать соблазнительный вывод, что вопрос решён: тёмная энергия - это просто ненулевая космологическая постоянная, включённая Эйнштейном в уравнения общей теории относительности ещё в 1917 году. На практике всё гораздо сложнее. Если интерпретировать космологическую постоянную как энергию вакуума квантовых полей, возникает знаменитая проблема масштаба: теоретические оценки дают плотность энергии вакуума на многие порядки величины больше наблюдаемой. Разность между наивной квантовой оценкой и реальным значением достигает примерно 120 порядков по величине, и это считается одной из самых серьёзных несостыковок в фундаментальной физике. Даже если принять космологическую постоянную как феноменологический параметр, остаётся так называемая проблема совпадения: почему плотности материи и тёмной энергии оказываются сравнимы именно сейчас по космическим меркам, хотя эволюционируют совершенно по-разному.
Поэтому в современной литературе соседствуют две большие группы моделей. Первая рассматривает тёмную энергию как истинную космологическую постоянную - геометрический параметр в уравнениях общей теории относительности, не связанный напрямую с микрофизикой поля. Это минималистичная модель, часто называемая лямбда CDM: лямбда - космологическая постоянная, CDM - холодная тёмная материя. Она успешно описывает подавляющее большинство имеющихся наблюдений, если подобрать параметры в разумных пределах. Вторая группа рассматривает тёмную энергию как динамическое поле, например скалярное, похожее по математике на инфляционное поле ранней Вселенной. В таких сценариях w может отличаться от минус единицы и даже меняться со временем, а само поле может взаимодействовать с тёмной материей или другими компонентами. Для компактности исследователи часто используют параметризации, в которых w записывается как функция красного смещения, например в виде простых линейных или экспоненциальных зависимостей. Эти формулы не претендуют на фундаментальность, но позволяют проверить, допускают ли данные эволюцию тёмной энергии.
На уровне наблюдений ключевой вопрос сегодня формулируется так: достаточно ли точны наши измерения, чтобы отличить строго постоянную тёмную энергию от очень медленно меняющейся. Обновлённые обзоры состояния дел показывают, что совокупность современных данных действительно слегка предпочитает значения w, немного меньше минус единицы - так называемую фантомную область. Небольшой уход в эту сторону может потенциально помогать в обсуждении других космологических напряжений, например расхождения в оценках постоянной Хаббла по данным ранней и поздней Вселенной. Однако статистическая значимость этих намёков пока невелика, а результаты чувствительны к деталям используемых выборок и методам анализа. Один и тот же набор наблюдений, обработанный разными группами с разными предпосылками, может давать слегка отличающиеся выводы о том, насколько допустимо отклонение от w равно минус единице.
Дополнительную интригу внесли последние результаты проекта DESI - крупного спектроскопического обзора, который строит трёхмерную карту расположения миллионов галактик и квазаров. Первая волна его космологических выводов, опубликованная в 2024 году, дала наиболее точные на тот момент измерения истории расширения Вселенной за последние примерно 11 миллиардов лет и подтвердила наличие ускорения. Но более свежий анализ, обсуждаемый в 2025 году, привёл к более смелому заявлению: данные можно интерпретировать так, что вклад тёмной энергии со временем ослабевает. В такой картине ускорение не является вечным, а в далёком будущем Вселенная может перейти к замедленному расширению, а теоретически даже к сценарию обратного сжатия. Пока эти выводы держатся на уровне намёков и не достигают жёстких критериев статистической значимости. Кроме того, часть экспертов указывает на необходимость независимого подтверждения и точной проверки систематик.
Параллельно появляются работы, которые пытаются заново проанализировать исходные данные о сверхновых и ставят под вопрос сам факт ускорения. Авторы таких статей обращают внимание, что сверхновые типа Ia не являются идеальными стандартными свечами: их свойства зависят от характеристик галактик хозяев, истории звёздообразования и химического состава. Если это влияние учесть по-другому, утверждают сторонники пересмотра, можно получить картину с более слабым ускорением или даже лёгким замедлением. Большинство космологического сообщества пока относится к таким выводам с осторожностью: для ускорения существуют не только сверхновые, но и другие независимые индикаторы, а объединённые обзоры данных по прежнему поддерживают наличие компоненты с отрицательным давлением. Тем не менее сам факт появления серьёзных работ с альтернативной интерпретацией показывает, что статус тёмной энергии пока нельзя считать окончательно закрытым.
Отдельный пласт вопросов связан с тем, как именно мы интерпретируем ускорение - как новую физическую компоненту или как изменение самой теории гравитации. В простейшей формулировке тёмная энергия - это добавка к правой части уравнений Эйнштейна, некий дополнительный источник, равномерно распределённый по пространству. В альтернативных подходах пытаются изменить левую часть уравнений, то есть саму формулу гравитационного взаимодействия на больших масштабах. В модифицированных теориях гравитации ускорение может появляться без отдельной сущности в виде тёмной энергии. Наблюдения крупномасштабной структуры, гравитационного линзирования и реликтового излучения в принципе позволяют различать эти классы моделей, потому что они по-разному предсказывают рост неоднородностей. Пока что большинство таких тестов скорее поддерживает классическую общую теорию относительности с добавленной космологической постоянной, но в деталях пространство параметров остаётся открытым.
Интересная линия размышлений связана с попытками связать тёмную энергию с квантовой гравитацией и структурами на планковских масштабах. В рамках струнных моделей и других подходов рассматриваются сценарии, где вакуумная энергия возникает как эффективное проявление более сложной микрофизики, а наблюдаемое ослабление ускорения можно связать с эволюцией фундаментальных параметров. Часть теоретических работ пытается использовать свежие результаты DESI как аргумент в пользу динамической тёмной энергии, вытекающей из квантовых моделей пространства времени. Пока эти разработки находятся на стадии предсказаний и предварительных сопоставлений с наблюдаемыми данными, но в них просматривается важный тренд: тёмная энергия стала полигоном, где встречаются космология и теория квантовой гравитации.
Если подвести промежуточный итог, то можно сформулировать несколько уровней уверенности. Наиболее устойчивый, практически неоспариваемый уровень - сам факт того, что простая модель с только материей и излучением не описывает совокупность наблюдений. Нам необходима либо новая компонента с отрицательным давлением, либо изменение теории гравитации на космологических масштабах. Чуть менее жёстко, но всё ещё достаточно уверенно поддерживается утверждение, что эффективное уравнение состояния этой компоненты близко к w равно минус единице, с допустимыми отклонениями в пределах нескольких процентов. Это означает, что во многих задачах можно успешно использовать минималистичную модель с космологической постоянной. И, наконец, самый открытый уровень - вопрос о том, является ли эта картина точной или приближённой. Здесь аккуратно накапливаются намёки на возможную эволюцию тёмной энергии и на более сложную структуру, чем простая константа, но для окончательных выводов требуются более точные данные и тщательный контроль систематических эффектов.
Ближайшее будущее исследований тёмной энергии связано с несколькими крупными проектами. Европейский спутник Euclid уже начал работу и строит карту распределения галактик и гравитационного линзирования с высокой точностью. Наземный обзорный телескоп имени Веры Рубин должен запустить глубокий обзор неба с множеством повторных наблюдений, что даст новые выборки сверхновых и данных по крупномасштабной структуре. Космический телескоп Nancy Grace Roman от NASA ориентирован на точное измерение геометрии Вселенной и тесты моделей тёмной энергии. Вместе с полным набором данных DESI и другими спектроскопическими обзорами эти инструменты позволят либо укрепить статус простой лямбда CDM модели, либо убедительно показать, что тёмная энергия меняется со временем. По состоянию на сегодня тёмная энергия остаётся одновременно и устойчивой частью стандартной космологической картины, и её главной загадкой. Мы достаточно уверенно описываем её на феноменологическом уровне - через вклад в общее расширение и приближённое уравнение состояния - но почти ничего не знаем о её природе. В этом есть парадокс современного знания: мы умеем строить карты распределения галактик на миллиарды световых лет и измерять историю расширения с точностью до нескольких процентов, но не можем сказать, чем физически является компонент, которая доминирует в энергетическом балансе Вселенной. В ближайшие годы тёмная энергия останется полем, где встречаются наблюдательная космология, теория гравитации и квантовая физика, и именно на их стыке, возможно, появится более внятный ответ на вопрос, что на самом деле ускоряет нашу Вселенную.
Эта статья была создана с использованием нескольких редакционных инструментов, включая искусственный интеллект, как часть процесса. Редакторы-люди проверяли этот контент перед публикацией.
Нажимай на изображение ниже, там ты найдешь все информационные ресурсы A&N
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Сегодня стандартная космологическая картина выглядит так: примерно 5 процентов энергии Вселенной приходится на обычное вещество, 25 процентов - на тёмную материю и около 70 процентов - на тёмную энергию, ответственную за ускоренное расширение. Это не случайные числа: они вытекают из совмещения нескольких независимых наблюдательных наборов. Одни и те же параметры должны одновременно описывать яркость и красные смещения сверхновых типа Ia, мелкие неоднородности реликтового излучения, масштаб и амплитуду крупномасштабной структуры галактик, а также характер так называемых барионных акустических осцилляций - слабого отпечатка звуковых волн в ранней плазме на распределении галактик. Само по себе ускорение фиксируется, например, через измерения сверхновых: уже первая большая выборка, проанализированная группой Адама Рисса, показала, что далёкие сверхновые кажутся слабее, а значит дальше, чем ожидалось бы в модели без космологической постоянной. Позднее эти выводы были подтверждены расширенными выборками сверхновых и другими методами.
Удобнее всего описывать тёмную энергию через уравнение состояния - отношение давления к плотности энергии, обозначаемое w. Для идеального вакуума с космологической постоянной w равно минус единице: такая компонента не разрежается при расширении и ведёт себя как постоянная плотность энергии, равномерно заполняющая пространство. Если w отлично от минус единицы, это означает, что перед нами не просто геометрический эффект, а динамическое поле с собственной эволюцией. Современные космологические данные, в первую очередь результаты миссии Planck по измерению реликтового излучения в сочетании с наблюдениями сверхновых и барионных акустических осцилляций, дают значение w очень близко к минус единице, с неопределённостью на уровне нескольких процентов. В отчётах Planck параметр обычно приводится как w около минус 1.03 с погрешностью порядка 0.03 - то есть в пределах ошибок полностью совместим с простой космологической постоянной. На этом месте легко сделать соблазнительный вывод, что вопрос решён: тёмная энергия - это просто ненулевая космологическая постоянная, включённая Эйнштейном в уравнения общей теории относительности ещё в 1917 году. На практике всё гораздо сложнее. Если интерпретировать космологическую постоянную как энергию вакуума квантовых полей, возникает знаменитая проблема масштаба: теоретические оценки дают плотность энергии вакуума на многие порядки величины больше наблюдаемой. Разность между наивной квантовой оценкой и реальным значением достигает примерно 120 порядков по величине, и это считается одной из самых серьёзных несостыковок в фундаментальной физике. Даже если принять космологическую постоянную как феноменологический параметр, остаётся так называемая проблема совпадения: почему плотности материи и тёмной энергии оказываются сравнимы именно сейчас по космическим меркам, хотя эволюционируют совершенно по-разному.
Поэтому в современной литературе соседствуют две большие группы моделей. Первая рассматривает тёмную энергию как истинную космологическую постоянную - геометрический параметр в уравнениях общей теории относительности, не связанный напрямую с микрофизикой поля. Это минималистичная модель, часто называемая лямбда CDM: лямбда - космологическая постоянная, CDM - холодная тёмная материя. Она успешно описывает подавляющее большинство имеющихся наблюдений, если подобрать параметры в разумных пределах. Вторая группа рассматривает тёмную энергию как динамическое поле, например скалярное, похожее по математике на инфляционное поле ранней Вселенной. В таких сценариях w может отличаться от минус единицы и даже меняться со временем, а само поле может взаимодействовать с тёмной материей или другими компонентами. Для компактности исследователи часто используют параметризации, в которых w записывается как функция красного смещения, например в виде простых линейных или экспоненциальных зависимостей. Эти формулы не претендуют на фундаментальность, но позволяют проверить, допускают ли данные эволюцию тёмной энергии.
На уровне наблюдений ключевой вопрос сегодня формулируется так: достаточно ли точны наши измерения, чтобы отличить строго постоянную тёмную энергию от очень медленно меняющейся. Обновлённые обзоры состояния дел показывают, что совокупность современных данных действительно слегка предпочитает значения w, немного меньше минус единицы - так называемую фантомную область. Небольшой уход в эту сторону может потенциально помогать в обсуждении других космологических напряжений, например расхождения в оценках постоянной Хаббла по данным ранней и поздней Вселенной. Однако статистическая значимость этих намёков пока невелика, а результаты чувствительны к деталям используемых выборок и методам анализа. Один и тот же набор наблюдений, обработанный разными группами с разными предпосылками, может давать слегка отличающиеся выводы о том, насколько допустимо отклонение от w равно минус единице.
Дополнительную интригу внесли последние результаты проекта DESI - крупного спектроскопического обзора, который строит трёхмерную карту расположения миллионов галактик и квазаров. Первая волна его космологических выводов, опубликованная в 2024 году, дала наиболее точные на тот момент измерения истории расширения Вселенной за последние примерно 11 миллиардов лет и подтвердила наличие ускорения. Но более свежий анализ, обсуждаемый в 2025 году, привёл к более смелому заявлению: данные можно интерпретировать так, что вклад тёмной энергии со временем ослабевает. В такой картине ускорение не является вечным, а в далёком будущем Вселенная может перейти к замедленному расширению, а теоретически даже к сценарию обратного сжатия. Пока эти выводы держатся на уровне намёков и не достигают жёстких критериев статистической значимости. Кроме того, часть экспертов указывает на необходимость независимого подтверждения и точной проверки систематик.
Параллельно появляются работы, которые пытаются заново проанализировать исходные данные о сверхновых и ставят под вопрос сам факт ускорения. Авторы таких статей обращают внимание, что сверхновые типа Ia не являются идеальными стандартными свечами: их свойства зависят от характеристик галактик хозяев, истории звёздообразования и химического состава. Если это влияние учесть по-другому, утверждают сторонники пересмотра, можно получить картину с более слабым ускорением или даже лёгким замедлением. Большинство космологического сообщества пока относится к таким выводам с осторожностью: для ускорения существуют не только сверхновые, но и другие независимые индикаторы, а объединённые обзоры данных по прежнему поддерживают наличие компоненты с отрицательным давлением. Тем не менее сам факт появления серьёзных работ с альтернативной интерпретацией показывает, что статус тёмной энергии пока нельзя считать окончательно закрытым.
Отдельный пласт вопросов связан с тем, как именно мы интерпретируем ускорение - как новую физическую компоненту или как изменение самой теории гравитации. В простейшей формулировке тёмная энергия - это добавка к правой части уравнений Эйнштейна, некий дополнительный источник, равномерно распределённый по пространству. В альтернативных подходах пытаются изменить левую часть уравнений, то есть саму формулу гравитационного взаимодействия на больших масштабах. В модифицированных теориях гравитации ускорение может появляться без отдельной сущности в виде тёмной энергии. Наблюдения крупномасштабной структуры, гравитационного линзирования и реликтового излучения в принципе позволяют различать эти классы моделей, потому что они по-разному предсказывают рост неоднородностей. Пока что большинство таких тестов скорее поддерживает классическую общую теорию относительности с добавленной космологической постоянной, но в деталях пространство параметров остаётся открытым.
Интересная линия размышлений связана с попытками связать тёмную энергию с квантовой гравитацией и структурами на планковских масштабах. В рамках струнных моделей и других подходов рассматриваются сценарии, где вакуумная энергия возникает как эффективное проявление более сложной микрофизики, а наблюдаемое ослабление ускорения можно связать с эволюцией фундаментальных параметров. Часть теоретических работ пытается использовать свежие результаты DESI как аргумент в пользу динамической тёмной энергии, вытекающей из квантовых моделей пространства времени. Пока эти разработки находятся на стадии предсказаний и предварительных сопоставлений с наблюдаемыми данными, но в них просматривается важный тренд: тёмная энергия стала полигоном, где встречаются космология и теория квантовой гравитации.
Если подвести промежуточный итог, то можно сформулировать несколько уровней уверенности. Наиболее устойчивый, практически неоспариваемый уровень - сам факт того, что простая модель с только материей и излучением не описывает совокупность наблюдений. Нам необходима либо новая компонента с отрицательным давлением, либо изменение теории гравитации на космологических масштабах. Чуть менее жёстко, но всё ещё достаточно уверенно поддерживается утверждение, что эффективное уравнение состояния этой компоненты близко к w равно минус единице, с допустимыми отклонениями в пределах нескольких процентов. Это означает, что во многих задачах можно успешно использовать минималистичную модель с космологической постоянной. И, наконец, самый открытый уровень - вопрос о том, является ли эта картина точной или приближённой. Здесь аккуратно накапливаются намёки на возможную эволюцию тёмной энергии и на более сложную структуру, чем простая константа, но для окончательных выводов требуются более точные данные и тщательный контроль систематических эффектов.
Ближайшее будущее исследований тёмной энергии связано с несколькими крупными проектами. Европейский спутник Euclid уже начал работу и строит карту распределения галактик и гравитационного линзирования с высокой точностью. Наземный обзорный телескоп имени Веры Рубин должен запустить глубокий обзор неба с множеством повторных наблюдений, что даст новые выборки сверхновых и данных по крупномасштабной структуре. Космический телескоп Nancy Grace Roman от NASA ориентирован на точное измерение геометрии Вселенной и тесты моделей тёмной энергии. Вместе с полным набором данных DESI и другими спектроскопическими обзорами эти инструменты позволят либо укрепить статус простой лямбда CDM модели, либо убедительно показать, что тёмная энергия меняется со временем. По состоянию на сегодня тёмная энергия остаётся одновременно и устойчивой частью стандартной космологической картины, и её главной загадкой. Мы достаточно уверенно описываем её на феноменологическом уровне - через вклад в общее расширение и приближённое уравнение состояния - но почти ничего не знаем о её природе. В этом есть парадокс современного знания: мы умеем строить карты распределения галактик на миллиарды световых лет и измерять историю расширения с точностью до нескольких процентов, но не можем сказать, чем физически является компонент, которая доминирует в энергетическом балансе Вселенной. В ближайшие годы тёмная энергия останется полем, где встречаются наблюдательная космология, теория гравитации и квантовая физика, и именно на их стыке, возможно, появится более внятный ответ на вопрос, что на самом деле ускоряет нашу Вселенную.
A. G. Riess et al. "Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant" (1998), Astrophysical Journal, 116, 1009. Доступно на arXiv:
Supernova Cosmology Project, S. Perlmutter. "Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe" и
материалы Нобелевской лекции:
Planck Collaboration. "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters" (2020), Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
Краткое описание и ссылки:
полнотекстовый доступ:
Particle Data Group. "Dark Energy" в обзоре Review of Particle Physics (2023):
L. A. Escamilla et al. "The state of the dark energy equation of state circa 2023" (2024), Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.
Версия на arXiv:
полнотекстовый PDF:
M. N. Castillo-Santos et al. "An exponential equation of state of dark energy in the light of 2018 CMB Planck data" (2023),
Physics of the Dark Universe. Аннотация и доступ:
arXiv:
DESI Collaboration. Первые космологические результаты и карта Вселенной:
пресс-релиз Lawrence Berkeley National Laboratory (2024):
популярный обзор Astrobites:
Обзор о возможной эволюции тёмной энергии по данным DESI: CERN Courier "DESI hints at evolving dark energy" (2025):
Reuters "Evidence mounts that universe's dark energy is changing over time" (2025):
Обсуждение альтернативных интерпретаций и возможности ослабления ускорения: The Guardian "Dark energy: mysterious cosmic force appears to be weakening" (2025):
The Guardian "Universe expansion may be slowing, not accelerating, study suggests" (2025):
Обзор перспектив будущих миссий Euclid, Nancy Grace Roman и телескопа имени Веры Рубин см. на официальных сайтах ESA и NASA: Euclid -
Nancy Grace Roman Telescope -
Rubin Observatory LSST -
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Supernova Cosmology Project, S. Perlmutter. "Supernovae, Dark Energy, and the Accelerating Universe" и
материалы Нобелевской лекции:
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
и
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Planck Collaboration. "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters" (2020), Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
Краткое описание и ссылки:
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
и полнотекстовый доступ:
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Particle Data Group. "Dark Energy" в обзоре Review of Particle Physics (2023):
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
L. A. Escamilla et al. "The state of the dark energy equation of state circa 2023" (2024), Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.
Версия на arXiv:
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
и полнотекстовый PDF:
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
M. N. Castillo-Santos et al. "An exponential equation of state of dark energy in the light of 2018 CMB Planck data" (2023),
Physics of the Dark Universe. Аннотация и доступ:
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
и arXiv:
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
DESI Collaboration. Первые космологические результаты и карта Вселенной:
пресс-релиз Lawrence Berkeley National Laboratory (2024):
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
и популярный обзор Astrobites:
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Обзор о возможной эволюции тёмной энергии по данным DESI: CERN Courier "DESI hints at evolving dark energy" (2025):
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
и Reuters "Evidence mounts that universe's dark energy is changing over time" (2025):
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Обсуждение альтернативных интерпретаций и возможности ослабления ускорения: The Guardian "Dark energy: mysterious cosmic force appears to be weakening" (2025):
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
и The Guardian "Universe expansion may be slowing, not accelerating, study suggests" (2025):
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Обзор перспектив будущих миссий Euclid, Nancy Grace Roman и телескопа имени Веры Рубин см. на официальных сайтах ESA и NASA: Euclid -
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
, Nancy Grace Roman Telescope -
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
и Rubin Observatory LSST -
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Эта статья была создана с использованием нескольких редакционных инструментов, включая искусственный интеллект, как часть процесса. Редакторы-люди проверяли этот контент перед публикацией.
Нажимай на изображение ниже, там ты найдешь все информационные ресурсы A&N
Пожалуйста Войдите или Зарегистрируйтесь чтобы видеть скрытые ссылки.
Последнее редактирование:
