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The DESI results impact the local determination of $H_0$

Cet article démontre que l'incorporation des preuves de DESI concernant l'évolution de l'énergie noire dans les mesures locales de la constante de Hubble ( $H_0$ ) réduit la valeur inférée jusqu'à $2,5\,\mathrm{km\,s^{-1}Mpc^{-1}}$ par rapport aux hypothèses standards du modèle $\Lambda$ CDM, un décalage qui est atténué mais reste significatif lorsqu'il est combiné avec les données du CMB et des SNIa, mettant ainsi en évidence l'impact des hypothèses de cosmologie d'arrière-plan sur la tension de Hubble.

Auteurs originaux : Michael S. Turner, Dragan Huterer

Publié 2026-06-05

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CC BY 4.0

Auteurs originaux : Michael S. Turner, 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 de gonfler. Depuis des décennies, les cosmologistes tentent de mesurer exactement à quelle vitesse ce ballon se gonfle en ce moment même. Cette vitesse est appelée la Constante de Hubble ( $H_0$ ).

Voici le problème : lorsque nous mesurons la vitesse en observant les étoiles et les galaxies proches (la méthode « locale »), nous obtenons un chiffre. Lorsque nous regardons en arrière vers la photo de l'univers bébé (le Fond Diffus Cosmologique) et que nous utilisons nos meilleures théories pour prédire quelle devrait être la vitesse aujourd'hui, nous obtenons un chiffre différent, légèrement plus lent. Ce décalage est connu sous le nom de Tension de Hubble. C'est comme si deux compteurs de vitesse différents dans la même voiture donnaient des lectures différentes, et personne ne sait lequel est le bon.

Cet article, écrit par Michael Turner et Dragan Huterer, suggère que le compteur de vitesse « local » est peut-être légèrement erroné parce que nous avons utilisé la mauvaise carte pour le lire.

La Carte et le Terrain

Pour mesurer la vitesse locale de l'univers, les astronomes observent à quelle vitesse les objets s'éloignent et à quelle distance ils se trouvent. Pour déterminer cette « distance », ils ont besoin d'une carte de l'histoire de l'univers.

Pendant longtemps, tout le monde a utilisé la même carte, appelée $\Lambda$ CDM. C'est une carte très simple et standard qui suppose que l'expansion de l'univers a été fluide et prévisible, pilotée par une force constante appelée l'Énergie Noire. En utilisant cette carte, les mesures locales indiquent que l'univers se développe à une vitesse de 73,5 unités.

Cependant, un nouvel instrument de télescope très puissant appelé DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) a récemment observé l'univers et a découvert quelque de étrange. Les données suggèrent que l'Énergie Noire n'est pas constante ; elle pourrait changer au fil du temps, comme une voiture qui accélère ou décélère. DESI préfère une carte plus complexe (appelée $w_0w_a$ CDM) qui permet ce changement.

L'effet du « Mauvais Plan »

Les auteurs de cet article se sont posé une question simple : Que se passe-t-il pour notre mesure de la vitesse locale si nous arrêtons d'utiliser la vieille carte simple et que nous commençons à utiliser la nouvelle carte complexe que DESI affectionne ?

Ils ont fait tourner les calculs en utilisant les mêmes données locales (les mêmes étoiles et galaxies) mais en changeant la carte. Voici ce qu'ils ont trouvé :

Le Décalage : Lorsqu'ils ont utilisé la nouvelle carte privilégiée par DESI, la vitesse calculée de l'univers a chuté.
L'Ampleur :
- Si l'on utilisait uniquement les nouvelles données de DESI, la vitesse a chuté de 2,5 unités environ.
- Si l'on combinait les nouvelles données de DESI avec d'autres données cosmiques (comme la photo de l'univers bébé et les explosions de supernovas), la vitesse a chuté d'environ 1,1 unité.

Une Analogie Créative : Le GPS et la Route

Imaginez que la mesure locale de la Constante de Hubble soit comme un GPS essayant de vous indiquer votre vitesse.

L'ancienne méthode ( $\Lambda$ CDM) : Vous dites au GPS : « Supposons que la route est parfaitement droite et plate. » Le GPS calcule votre vitesse sur la base de cette supposition et dit : « Vous allez à 73,5 mph. »
La nouvelle méthode (DESI) : L'instrument DESI regarde la route devant lui et dit : « En fait, la route présente une légère pente et une courbe juste ici. »
Le Résultat : Lorsque vous demandez au GPS de recalculer votre vitesse en tenant compte de cette pente et de cette courbe, il dit : « Oh, si la route est courbée, votre vitesse réelle est plus proche de 72,4 mph . »

L'article soutient que la mesure « locale » de la vitesse de l'univers n'est pas un nombre fixe ; elle dépend fortement de la forme de la « route » (la cosmologie) que nous supposons exister à de faibles distances.

Pourquoi cela importe pour la « Tension »

La Tension de Hubble existe parce que la méthode de la « Photo de l'Univers Bébé » dit que la vitesse est de 68, tandis que la méthode « Locale » dit qu'elle est de 73,5. C'est un grand écart.

Cet article suggère que la méthode « Locale » pourrait surestimer la vitesse parce qu'elle utilise une carte trop simpliste. Si l'univers se comporte réellement comme la nouvelle carte de DESI le suggère (avec une Énergie Noire évolutive), la vitesse locale n'est pas de 73,5 ; elle est en fait plus proche de 72,4 ou même moins. Cela ne résout pas complètement la tension (72,4 est toujours supérieur à 68), mais cela réduit l'écart. Cela nous indique que la mesure « locale » n'est pas aussi indépendante de nos théories que nous le pensions. La valeur obtenue dépend de l'histoire de fond que nous racontons sur l'univers.

L'essentiel

Les auteurs concluent que nous ne pouvons pas traiter la mesure locale de la vitesse de l'univers comme un fait autonome. Elle est profondément liée à nos hypothèses sur la manière dont l'univers fonctionne à de faibles distances.

Si l'Énergie Noire est constante : La vitesse est d'environ 73,5.
Si l'Énergie Noire évolue (comme le suggère DESI) : La vitesse tombe à environ 72,4 ou moins.

Cela signifie que la « Tension de Hubble » n'est peut-être pas seulement une erreur de mesure ou un besoin de nouvelle physique dans l'univers primordial ; il se peut aussi que notre compréhension de l'histoire récente de l'univers (les derniers quelques milliards d'années) nécessite une mise à jour sérieuse. Le « compteur de vitesse » fonctionne bien, mais la « carte » qu'il lit a peut-être besoin d'être redessinée.

Résumé technique : L'impact des résultats de DESI sur les déterminations locales de la constante de Hubble

Énoncé du problème
L'article traite de la « tension de Hubble », la divergence persistante entre la détermination locale de la constante de Hubble par l'échelle des distances ( $H_0 \approx 73,50 \pm 0,81$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ) et la détermination indirecte dérivée des données du Fond Diffus Cosmologique (CMB) en supposant le modèle standard $\Lambda$ CDM ( $H_0 \approx 68 \pm 0,5$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ). Alors que beaucoup d'attention a été portée aux modifications de l'« univers primordial » (par exemple, l'énergie noire précoce) pour résoudre cette tension, les auteurs étudient la dépendance des déterminations locales de $H_0$ vis-à-vis de la cosmologie de fond supposée à de faibles redshifts ( $z \lesssim 0,1$ ). Plus précisément, ils examinent comment les récents résultats de l'instrument de spectroscopie d'énergie sombre (DESI), qui suggèrent une énergie noire évolutive, modifient la valeur locale de $H_0$ lorsqu'elle est analysée sous des modèles non- $\Lambda$ CDM.

Méthodologie
Les auteurs utilisent l'ensemble de données de l'H0DN (Hubble Distance Network), une combinaison de mesures à faible redshift ( $z \simeq 0 - 0,1$ ) utilisées pour dériver la constante de Hubble locale. Ils emploient un code informatique qui analyse ces mesures et leurs covariances pour extraire $H_0$ sous diverses hypothèses cosmologiques.

L'étude se déroule en trois étapes :

Référence (Baseline) : Établir $H_0$ en utilisant le modèle standard $\Lambda$ CDM avec $\Omega_M = 0,3$ .
Variation des paramètres : Tester la sensibilité de la $H_0$ locale aux variations de la densité de matière ( $\Omega_M$ ) et de l'équation d'état de l'énergie noire ( $w$ ) dans le cadre du modèle $w$ CDM.
Modèles contraints par DESI : Analyser l'impact du modèle $w_0w_a$ $w_{0} w_{a}$ CDM, où l'équation d'état de l'énergie noire évolue selon $w(a) = w_0 + w_a(1-a)$ $w (a) = w_{0} + w_{a} (1 - a)$ . Les auteurs échantillonnent les paramètres cosmologiques ( $\Omega_M, w_0, w_a$ $Ω_{M}, w_{0}, w_{a}$ ) à partir de chaînes de Markov contraintes par :
- Les données DESI Data Release 2 (DR2) BAO seules.
- DESI + CMB.
- DESI + CMB + Supernovae de type Ia (SNIa).

Ils calculent la moyenne pondérée de la constante de Hubble dérivée de l'analyse H0DN pour les modèles cohérents avec ces contraintes, en comparant les résultats à la valeur de référence $\Lambda$ CDM.

Contributions clés et résultats

Dépendance cosmologique de la $H_0$ locale : Les auteurs démontrent que les déterminations locales de $H_0$ ne sont pas indépendantes de la cosmologie de fond, même à de faibles redshifts où l'on suppose souvent que la loi de Hubble ( $d_L \approx cz/H_0$ ) est suffisante. Bien que la dépendance vis-à-vis de $\Omega_M$ soit faible ( $\Delta H_0 \approx \pm 0,29$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ), la dépendance vis-à-vis de l'équation d'état de l'énergie noire est significative.
Impact des résultats de DESI : Les données BAO de DESI DR2 préfèrent un contour dans le plan $w_0$ $w_{0}$ – $w_a$ $w_{a}$ avec un axe de dégénérescence de $w_0 = -1 - w_a/3$ $w_{0} = - 1 - w_{a} /3$ (pour $w_a < 0$ $w_{a} < 0$ ), indiquant une preuve d'énergie noire évolutive. Lorsque les données H0DN sont analysées à l'aide de modèles cohérents avec ces contours DESI :
- En supposant DESI DR2 seul, la $H_0$ inférée peut être jusqu'à 2,5 km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ plus basse que la référence $\Lambda$ CDM.
- Lorsqu'elle est contrainte par DESI + CMB, le décalage vers le bas est de $1,1 \pm 0,38$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ , résultant en $H_0 = 72,44 \pm 0,81 \pm 0,38$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ .
- Lorsqu'elle est davantage contrainte par DESI + CMB + SNIa, le décalage est de $0,5 \pm 0,1$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ , résultant en $H_0 = 73,03 \pm 0,81 \pm 0,11$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ .
Caractéristiques du taux d'expansion : Les modèles préférés par DESI présentent une composante d'énergie noire culminant autour de $z \simeq 0,5$ , ce qui crée une caractéristique correspondante dans l'historique du taux d'expansion. Cette évolution modifie de manière significative l'intégrale de la distance de luminosité utilisée pour dériver $H_0$ à partir des données à faible redshift.
Connexion avec le CMB : Les auteurs notent que le déplacement le long de la direction de dégénérescence de DESI affecte également la détermination de $H_0$ par le CMB. Spécifiquement, la $H_0$ inférée par le CMB diminue selon $(1 - w_a)^{-0,044}$ , une tendance qui tend à maintenir la tension plutôt qu'à la résoudre.

Signification et affirmations
L'article affirme que la cosmologie de fond à faible redshift n'est pas bien contrainte par les données actuelles, et ce manque de contrainte introduit une incertitude systématique significative dans les déterminations locales de $H_0$ . La principale importance de ce travail est la démonstration que les changements apportés au fond cosmologique à faible redshift, cohérents avec les récentes observations de DESI, peuvent modifier significativement la valeur localement déterminée de la constante de Hubble.

Les auteurs soutiennent que la résolution de la tension de Hubble pourrait nécessiter de considérer la physique à la fois à haut et à bas redshifts, ainsi que l'interaction entre les deux. Ils avertissent que, bien que les modèles $w_0w_a$ CDM cohérents avec les données de DESI soient utiles pour sonder les écarts par rapport à $\Lambda$ à bas redshifts, ils peuvent présenter un comportement non physique sur une large gamme de redshifts et ne devraient pas être traités comme une alternative cosmologique complète sans validation supplémentaire. En fin de compte, ce travail souligne que la mesure « locale » de $H_0$ est plus dépendante du modèle qu'on ne l'assumait auparavant, ajoutant une couche de complexité au débat sur la tension de Hubble.