Устранение хаббловского несоответствия при наличии взаимосвязи темной энергии и материи в современной Вселенной

В современной космологии принято, что скалярное поле, ответственное за инфляционную стадию ранней Вселенной, полностью превращается в вещество. Предполагается, что ускоренное расширение в настоящее время управляется темной энергией (DE), которая, по всей вероятности, определяется космологической постоянной Эйнштейна, не связанной со скалярным полем, ответственным за инфляцию. Мы рассматриваем здесь космологическую модель, в которой DE может иметь в настоящее время два компонента, один из которых – постоянная Эйнштейна (\(\Lambda \)), а другой, меньший переменный компонент DEV (\({{\Lambda }_{V}}\)), связан с остатком скалярного поля, вызвавшего инфляцию, после того, как основная часть скалярного поля превратилась в вещество. Мы рассматриваем здесь только стадии эволюции Вселенной после рекомбинации (\(z \lesssim 1100\)), где DM – преобладающий компонент вещества. Предполагается, что превращение скалярного поля в вещество продолжается в настоящее время и сопровождается обратным процессом превращения DM в скалярное поле. Рассматривается связь между DM и DEV, которая приводит к линейному соотношению между плотностями энергии этих компонентов после рекомбинации \({{\rho }_{{{\text{DM}}}}} = \alpha {\kern 1pt} {{\rho }_{{{\text{DEV}}}}}\). Рассматриваются также варианты с зависимостью от красного смещения \(z\) коэффициента \(\alpha (z)\). Одна из возникших в современной космологии проблем, получившая название Hubble Tension (HT) – Несоответствие Хаббла, состоит в расхождении значений постоянной Хаббла в настоящее время (\({{H}_{0}}\)), измеренных по наблюдениям Вселенной на малых красных смещениях (\(z \lesssim 1\)) и по наблюдениям флуктуаций реликтового излучения во Вселенной при больших красных смещениях (\(z \approx 1100\)). В рассматриваемой модели это несоответствие может быть объяснено отклонением существующей космологической модели от использованной общепринятой \(\Lambda \)CDM модели плоской Вселенной действием добавочного компонента темной энергии DEV на стадиях после рекомбинации. В рамках этой расширенной модели мы рассматриваем различные функции \(\alpha {\kern 1pt} (z)\), которые могут устранить HT. Чтобы поддерживать близким к постоянному соотношение плотностей энергии DEV и DM на протяжении интервала \(0 \leqslant z \lesssim 1100\), необходимо допустить существование широкого спектра масс частиц темной материи.