Измерения Ω и Λ по 42 сверхновым с большим красным смещением

Представлены измерения плотности вещества, Ω_M, и плотности энергии космологической постоянной, Ω_Λ, во Вселенной, выполненные на основе анализа 42 сверхновых типа Ia, обнаруженных в рамках проекта Supernova Cosmology Project. Данные о видимой величине и красном смещении этих сверхновых, находящихся в диапазоне красных смещений от 0,18 до 0,83, совместно аппроксимированы с выборкой сверхновых из обзора Calán/Tololo Supernova Survey с красными смещениями менее 0,1 для получения значений космологических параметров. Пиковые звездные величины всех сверхновых стандартизированы с использованием соотношения между шириной кривой блеска и светимостью для сверхновых типа Ia. Измерения дают совместное распределение вероятностей космологических параметров, которое в представляющей интерес области (Ω_M ≲ 1,5) аппроксимируется соотношением 0,8Ω_M − 0,6Ω_Λ ≈ −0,2 ± 0,1. Для плоской космологии (Ω_M + Ω_Λ = 1) получено Ω_M^flat = 0,28^{+0,09}_{−0,08} (1σ статистическая погрешность) ^{+0,05}_{−0,04} (учтенные систематические погрешности). Данные резко противоречат плоской космологии с Λ = 0 — простейшей инфляционной моделью Вселенной. Открытая космология с Λ = 0 также плохо согласуется с данными: они указывают на ненулевую и положительную космологическую постоянную с вероятностью P(Λ > 0) = 99% с учетом выявленных систематических неопределенностей. Наилучшее согласующееся значение возраста Вселенной в единицах времени Хаббла для плоской космологии составляет t_0^flat = 14,9^{+1,4}_{−1,1}(0,63/h) млрд лет. Размер выборки позволяет провести ряд статистических тестов для проверки возможных систематических ошибок и смещений. Мы не обнаружили существенных различий ни в распределении покраснения, обусловленного галактиками-хозяевами, ни в мальмквистовском смещении между низкокрасносмещенной выборкой Calán/Tololo и нашей выборкой сверхновых с большими красными смещениями. Исключение нескольких сверхновых, являющихся выбросами по избытку цвета или остаткам аппроксимации, не приводит к существенному изменению результатов. Выводы также устойчивы независимо от того, используется ли соотношение между шириной кривой блеска и светимостью для стандартизации пиковых звездных величин сверхновых. Мы обсуждаем и, где возможно, ограничиваем гипотетические альтернативы космологической постоянной.