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On the Difficulties with Late-Time Solutions for the Hubble Tension

Cet article démontre que les modèles cosmologiques tardifs ne peuvent pas résoudre simultanément la tension de Hubble tout en s'ajustant aux données de SH0ES, DESI et des supernovas, à moins d'invoquer des mécanismes physiques impossibles tels qu'un saut brusque des magnitudes absolues des supernovas à bas redshift ou une violation de la relation de dualité de distance, ce qui revient à découpler les ensembles de données plutôt qu'à fournir une véritable solution physique.

Auteurs originaux : Prakhar Bansal, Dragan Huterer

Publié 2026-02-09

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CC BY 4.0

Auteurs originaux : Prakhar Bansal, Dragan Huterer

Article original sous licence CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Ceci est une explication générée par l'IA de l'article ci-dessous. Elle n'a pas été rédigée ni approuvée par les auteurs. Pour une précision technique, consultez l'article original. Lire la clause de non-responsabilité complète

Imaginez que l'univers est un immense ballon en train d'être gonflé. Depuis des décennies, les scientifiques tentent de mesurer précisément la vitesse à laquelle ce ballon se gonfle. Cette vitesse est appelée la constante de Hubble.

Voici le problème : quand nous regardons les « photos de bébé » de l'univers (la lumière provenant du Big Bang), les mathématiques disent que le ballon se gonfle à une certaine vitesse (appelons-la Vitesse A). Mais quand nous regardons les « photos d'adolescent » (les étoiles qui explosent à proximité), les mathématiques disent qu'il se gonfle beaucoup plus vite (Vitesse B).

Ce désaccord est appelé la « tension de Hubble ». C'est comme si deux amis mesuraient la vitesse de la même voiture ; l'un dit 60 mph, l'autre dit 75 mph. Ils ne peuvent pas avoir tous les deux raison, à moins que l'un d'eux n'utilise un compteur de vitesse cassé ou que la voiture ne fasse quelque chose d'étrange.

Cet article, écrit par Prakhar Bansal et Dragan Huterer, pose une question très spécifique : pouvons-nous résoudre cela en modifiant l'expansion de l'univers récemment (dans l'ère du « temps tardif ») ?

Voici la décomposition de leurs conclusions, en utilisant des analogies simples :

1. La « route lisse » ne fonctionne pas

Les scientifiques ont tenté de résoudre le problème en suggérant que la vitesse d'expansion de l'univers changeait de manière fluide au fil du temps, comme une voiture appuyant doucement sur l'accélérateur.

Les auteurs ont fait les calculs et ont découvert que les changements fluides ne fonctionnent pas. Peu importe la façon dont vous ajustez « la pédale d'accélérateur » (le taux d'expansion) dans le passé récent, vous ne pouvez pas faire en sorte que les mathématiques de la « photo de bébé » et celles de la « photo d'adolescent » concordent en même temps. C'est comme essayer de réparer un compteur de vitesse cassé en conduisant simplement la voiture de manière plus fluide ; l'aiguille est toujours bloquée.

2. Les seuls « correctifs » sont des tricheries (ou des ruptures de la physique)

L'article révèle que vous pouvez faire fonctionner les mathématiques, mais seulement si vous faites l'une des deux choses très étranges suivantes :

Option A : L'« interrupteur magique » sur les étoiles
Imaginez que vous avez une règle pour mesurer la distance. Soudain, à un moment très précis et très récent (lorsque l'univers était presque aussi vieux qu'il ne l'est aujourd'hui), la règle rétrécit ou grandit soudainement.

L'affirmation de l'article : La seule façon de faire correspondre les données est si la « luminosité » des étoiles explosives (supernovae de type Ia) changeait soudainement à un redshift très bas (environ $z \sim 0,01$ ).
L'analogie : C'est comme si les étoiles avaient décidé de soudainement éteindre leurs lumières ou de les pousser au maximum juste avant nos yeux. Si vous permettez aux étoiles de changer brusquement de luminosité, vous pouvez séparer les mesures « proches » des mesures « lointaines ».
Le piège : Cela est considéré comme une solution « triviale ». Cela n'explique pas vraiment pourquoi la tension existe ; cela dit simplement : « Prétendons que les étoiles proches sont différentes des étoiles lointaines pour que les mathématiques fonctionnent. » Cela revient effectivement à ignorer le conflit plutôt qu'à le résoudre.

Option B : Briser les règles de la géométrie
Il existe une règle fondamentale en physique (appelée relation de dualité d'Etherington) qui lie la façon dont un objet paraît brillant à la taille qu'il semble avoir.

L'affirmation de l'article : La seule autre façon de résoudre la tension est de briser cette règle.
L'analogie : Imaginez une règle qui dit : « Si une balle semble deux fois plus loin, elle doit paraître quatre fois plus petite. » Si vous brisez cette règle, vous pouvez faire correspondre les mesures.
Le piège : C'est comme dire que les lois de la géométrie sont fausses. Bien que cela soit possible en théorie, c'est un changement radical et majeur dans notre compréhension de l'univers.

3. La solution du « juste milieu » (Le modèle physique)

Les auteurs ont également testé un modèle physique plus « réel » impliquant un champ mystérieux (un champ scalaire) qui interagit avec la gravité.

Le résultat : Ce modèle a mieux réussi que l'idée de la « route lisse », mais il n'était toujours pas parfait. Il a réussi à faire fonctionner les mathématiques un peu mieux, mais seulement parce qu'il permettait aux étoiles de changer de luminosité graduellement sur une période plus longue (autour de $z \sim 0,15$ ).
L'analogie : Au lieu d'un « interrupteur magique » soudain, c'est comme un variateur qui baisse lentement la lumière sur quelques années. Cela aide un peu, mais cela ne résout pas le problème aussi bien que l'« interrupteur magique » (Option A) car le changement n'était pas assez brusque pour séparer complètement les données conflictuelles.

4. Qu'en est-il des nouvelles données ?

Les auteurs ont également vérifié si l'ajout d'un nouveau type de mesure (les fluctuations de la luminosité de surface, ou SBF — mesurer le caractère « flou » de la lumière des galaxies) changerait leurs conclusions.

Le résultat : Cela n'a pas beaucoup changé. Même avec ces nouvelles données, la conclusion reste la même : vous ne pouvez pas résoudre la tension de Hubble avec de simples changements fluides dans l'histoire de l'expansion de l'univers. Vous avez toujours besoin soit d'un changement soudain de la luminosité des étoiles, soit d'une rupture des lois de la physique.

La conclusion

L'article conclut que modifier l'histoire récente de l'expansion de l'univers n'est pas une solution viable pour la tension de Hubble.

Si vous voulez corriger les mathématiques, vous devez soit :

Supposer que les étoiles explosives proches ont soudainement changé de luminosité (ce qui revient effectivement à ignorer le conflit).
Supposer que les règles fondamentales de la façon dont la lumière et la distance fonctionnent sont brisées.

Les auteurs suggèrent que la « tension de Hubble » ne sera probablement pas résolue en ajustant le taux d'expansion, mais peut-être en cherchant des erreurs dans les mesures elles-mêmes ou en considérant la physique de l'univers très primordial (ce sur quoi cet article ne s'est pas concentré).

Résumé technique : Sur les difficultés des solutions tardives pour la tension de Hubble

Énoncé du problème
L'article traite de la « tension de Hubble », une divergence significative ( $\sim 5\sigma$ ) entre la mesure directe locale de la constante de Hubble ( $H_0 \approx 73,04 \pm 1,04$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ) par la collaboration SH0ES et la valeur déduite de la physique de l'univers primordial via le fond diffus cosmologique (CMB) et les oscillations acoustiques des baryons (BAO) ( $H_0 \approx 67,14 \pm 0,47$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ). Bien que les solutions liées à l'univers primordial (modifiant l'horizon sonore) soient théoriquement possibles mais nécessitent un ajustement fin (fine-tuned), les solutions tardives (modifiant l'histoire de l'expansion à $z < 1$ ) ont été suggérées comme étant encore moins réalisables. Les auteurs visent à démontrer quantitativement pourquoi les modèles phénoménologiques modifiant l'histoire de l'expansion tardive peinent à s'ajuster simultanément aux mesures de SH0ES, aux distances des supernovae de type Ia (SNIa) et aux données BAO de DESI sans invoquer des mécanismes triviaux ou non physiques.

Méthodologie et modèles
Les auteurs supposent une cosmologie spatialement plate au sein de la Relativité Générale et utilisent une analyse de chaîne de Markov par Monte Carlo (MCMC) (Cobaya/GetDist) pour contraindre les paramètres par rapport à un ensemble de données combinées : BAO DESI DR2, vraisemblance compressée du CMB, et le catalogue complet de SNIa PantheonPlus+SH0ES (incluant les calibrateurs).

Ils étudient plusieurs modèles phénoménologiques conçus pour altérer l'histoire de l'expansion tardive :

$\Lambda$ CDM : La ligne de base standard.
$H_{step}$ : Un modèle permettant une transition brusque (en escalier) dans le paramètre de Hubble $H(z)$ à un redshift $z_t$ .
$M_{step}$ : Un modèle permettant un saut brusque dans la magnitude absolue ( $M$ ) des SNIa à $z_t$ , tout en conservant l'histoire de l'expansion de $\Lambda$ CDM.
$H_{step} + M_{step}$ : Une combinaison de ces deux transitions.
$w_0w_a + M_{step}$ : Un modèle utilisant l'équation d'état de l'énergie noire dynamique ( $w_0, w_a$ ) combinée à un $M_{step}$ .
Champ scalaire à couplage non minimal : Un modèle physique (basé sur Wolf et al.) présentant une constante gravitationnelle $G_{eff}$ variable dans le temps, qui est liée phénoménologiquement à une transition lisse dans la magnitude absolue des SNIa.

L'analyse intègre également les mesures de distance par fluctuations de luminosité de surface (SBF) pour tester la robustesse des conclusions face à la spécificité du calibrage SH0ES.

Résultats clés
L'étude produit les résultats quantitatifs suivants concernant la qualité de l'ajustement ( $\Delta\chi^2$ par rapport au meilleur ajustement de $\Lambda$ CDM) :

Échec des modifications de l'histoire de l'expansion : Les modèles qui ne modifient que le taux d'expansion (ex: $H_{step}$ , $w_0w_a$ CDM) ne parviennent pas à résoudre la tension. Le modèle $H_{step}$ n'améliore l'ajustement que de manière négligeable ( $\Delta\chi^2 \approx -2$ ). Même avec une courbure spatiale ( $\Omega_K$ ) ou une énergie noire dynamique, l'amélioration est insuffisante pour réconcilier les données. Le problème principal est que les données de SNIa, lorsqu'elles sont ancrées aux distances BAO, préfèrent une magnitude absolue $M \approx -19,4$ , ce qui est à $4\text{--}5\sigma$ de la valeur du calibrateur SH0ES ( $M \approx -19,25$ ). Modifier $H(z)$ ne permet pas de découpler ces contraintes conflictuelles.
La nécessité d'une transition de $M$ : Une amélioration significative de l'ajustement ( $\Delta\chi^2 \approx -40$ $Δ χ^{2} \approx - 40$ à $-43$) est obtenue uniquement par les modèles qui introduisent un saut brusque dans la magnitude absolue des SNIa ( $M_{step}$ $M_{s t e p}$ ).
- La transition optimale se produit à un redshift très bas ( $z_t \approx 0,01$ ).
- Cela découple efficacement le calibrage SH0ES (Céphéides) de l'échelle de distance des SNIa, permettant aux SNIa à haut redshift de s'aligner avec les contraintes BAO/CMB tout en préservant la valeur locale de SH0ES.
- L'ajout d'un pas $H$ à un pas $M$ ( $H_{step}+M_{step}$ ) n'apporte aucun bénéfice supplémentaire significatif par rapport au $M_{step}$ seul.
Solutions triviales alternatives : Les auteurs identifient que la rupture de la relation de dualité de distance d'Etherington ( $d_L = (1+z)^2 d_A$ ) est une autre possibilité théorique qui permettrait de découpler les normalisations BAO et SNIa, bien que cela représente un écart radical par rapport à la physique standard.
Rôle des données SBF : L'inclusion des données de fluctuation de luminosité de surface (SBF) (calibrées via TRGB) ne modifie pas les conclusions qualitatives. Lorsque les incertitudes systématiques du point zéro de la SBF sont incluses, les données deviennent moins contraignantes, et la préférence pour une transition $M$ reste le facteur dominant pour améliorer l'ajustement.
Performance du modèle physique : Le modèle de champ scalaire à couplage non minimal, qui induit une transition lisse dans $G_{eff}$ et par conséquent dans $M$ , obtient une amélioration modérée ( $\Delta\chi^2 \approx -27$ ). Cependant, comme sa transition est graduelle et se produit à $z \approx 0,15$ plutôt qu'au saut brusque à bas redshift ( $z \approx 0,01$ ) privilégié par les données, il ne résout pas la tension aussi efficacement que les modèles phénoménologiques $M_{step}$ .

Signification et conclusions
L'article conclut que les solutions tardives à la tension de Hubble font face à un obstacle géométrique et observationnel fondamental : le calibrage des Céphéides SH0ES et l'échelle de distance BAO/SNIa sont en conflit direct concernant la magnitude absolue des SNIa.

Les auteurs soutiennent que tout modèle modifiant l'histoire de l'expansion tardive ne peut satisfaire l'ensemble des données que s'il parvient effectivement à découpler les mesures de SH0ES du reste des données cosmologiques. Cela est réalisé soit par :

L'introduction d'un saut brusque et non physique dans la magnitude absolue des SNIa à très bas redshift ( $z \sim 0,01$ ).
La rupture de la relation de dualité de distance d'Etherington.

Les auteurs considèrent que ces solutions sont « triviales » car elles suppriment essentiellement la tension en écartant la cohérence entre l'échelle de distance locale et les contraintes cosmologiques globales, plutôt qu'en résolvant le conflit physique sous-jacent. Par conséquent, les auteurs suggèrent que les modifications de l'histoire de l'expansion tardive seules sont peu susceptibles d'apporter une résolution convaincante et non triviale à la tension de Hubble.

1. La « route lisse » ne fonctionne pas

2. Les seuls « correctifs » sont des tricheries (ou des ruptures de la physique)

3. La solution du « juste milieu » (Le modèle physique)

4. Qu'en est-il des nouvelles données ?

La conclusion

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