宇宙膨脹有多快？我們宇宙鄰域中的物質聚集程度如何？科學家使用兩種方法來回答這些問題。一種方法是觀察早期宇宙並推斷到現在，另一種方法是直接觀察附近的宇宙。但問題在於，這兩種方法始終得出不同的答案。對於這些差異，最簡單的解釋僅僅是我們的測量可能存在某種錯誤，但研究人員越來越傾向於另一種更令人歎為觀止的可能性：這兩種緊張關係——期望與觀察之間，早期宇宙與晚期宇宙之間——可能反映了宇宙學標準模型中的一些深層缺陷，該模型概括了我們對宇宙的知識和假設。找到並修復這個缺陷可能會改變我們對宇宙的理解。
無論如何，隨著新的太空和地面望遠鏡為天文學家提供更清晰的宇宙視野，答案似乎肯定會在未來十年內出現。“追求這些緊張關係是瞭解宇宙的好方法，”約翰·霍普金斯大學的天體物理學家和諾貝爾獎獲得者亞當·里斯說。“它們使我們能夠將實驗重點放在非常具體的測試上，而不是僅僅進行一次普通的捕魚式考察。”
里斯預計，這些新的望遠鏡即將迎來第三代精確宇宙學。第一代出現在 1990 年代和 2000 年代初期，包括哈勃太空望遠鏡和 NASA 的 WMAP 衛星，它們銳化了我們對宇宙最古老的光——宇宙微波背景 (CMB) 的測量。第一代宇宙學也受到了智利的 8 米級望遠鏡和夏威夷的雙 10 米凱克巨型望遠鏡的影響。
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總的來說，這些天文臺幫助科學家們構建了宇宙學標準模型，該模型認為宇宙是由 5% 的普通物質、27% 的暗物質和 68% 的暗能量組成的混合物。該模型可以出乎意料地準確地解釋我們觀察到的大多數關於星系、星系團和其他大規模結構及其在宇宙時間中的演化的現象。具有諷刺意味的是，該模型因其自身的成功而突顯了我們不知道的東西：宇宙 95% 的確切性質。
在歐洲航天局的普朗克衛星和各種地面望遠鏡對 CMB 進行更精確的測量推動下，第二代精確宇宙學支援了標準模型，但也揭示了緊張關係。焦點轉移到減少所謂的系統誤差：由於實驗或裝置設計中的缺陷而產生的可重複誤差。
第三代精確宇宙學現在才開始隨著哈勃望遠鏡的繼任者詹姆斯·韋伯太空望遠鏡 (JWST) 的成功發射和深空部署而登上舞臺。在地球上，智利阿塔卡瑪沙漠的西蒙斯天文臺和 CMB-S4 等射電望遠鏡陣列，以及未來由 21 個天線和 50 萬個低溫冷卻探測器組成的集合體（將分佈在阿塔卡瑪和南極的站點），應該能夠以超越普朗克衛星的精度進行 CMB 測量。
第三代宇宙學的核心將是凝視廣闊天空區域的望遠鏡。其中第一個是歐空局的 1.2 米歐幾里得太空望遠鏡，它於 2023 年 7 月發射。歐幾里得將研究數十億星系的形狀和分佈，其視野範圍約為天空的三分之一。它的觀測將與 NASA 的南希·格雷斯·羅曼太空望遠鏡的觀測結果相吻合，後者是一架 2.4 米望遠鏡，視場角比哈勃望遠鏡大 100 倍左右，計劃於 2026 年或 2027 年發射。最後，當位於智利的地面維拉·C·魯賓天文臺在 2020 年代中期開始執行時，它將使用其 8.4 米的鏡子和 30 億畫素的相機（有史以來為天文學建造的最大的相機）每隔幾個晚上繪製整個頭頂天空的地圖。“我們不會受到噪聲和系統誤差的限制，因為這些都是獨立的天文臺，”耶魯大學天體物理學家普里亞姆瓦達·納塔拉詹說。“即使我們的框架中存在系統誤差，我們也應該能夠弄清楚。”
標定距離階梯
里斯希望看到哈勃常數張力的解決，這種張力源於對哈勃常數 H0（宇宙膨脹速度）值的不同估計。里斯領導著一個名為 Supernovae, H0, for the Equation of State of Dark Energy (SH0ES) 的專案。目標是測量 H0，從所謂的宇宙距離階梯的第一級開始，這是一個衡量越來越大的天體範圍的方法體系。
第一級——與最近的宇宙物體有關的一級——依賴於確定到稱為造父變星的特殊恆星的距離，這些恆星的脈動與其內在光度成正比。脈動越長，造父變星越亮。變異性和光度之間的這種關係使造父變星成為確定銀河系和附近星系周圍距離的基準“標準燭光”。它們也構成了宇宙距離階梯第二級的基礎，天文學家在第二級中透過將造父變星匯出的估計值與另一組更強大的標準燭光（稱為 Ia 型（發音為“one A”）超新星或 SNe Ia）的估計值進行比較來測量到更遙遠星系的距離。
南極望遠鏡的夜景，它是繪製宇宙微波背景模式的幾個射電天文臺之一。圖片來源： Danvis Collection/Alamy Stock Photo
更進一步，天文學家在更遙遠的星系中定位 SNe Ia，利用它們建立距離與星系紅移之間的關係，紅移是衡量星系遠離我們速度的指標。結果是對 H0 的估計。
里斯說，在 2021 年 12 月，“在對該主題進行了幾年的深入研究之後”，SH0ES 團隊和 Pantheon+ 團隊（後者編制了 Ia 型超新星的大型資料集）宣佈了對他們合併資料的近 70 種不同分析的結果。資料包括對 37 個包含 42 顆 Ia 型超新星的宿主星系中的造父變星的觀測，是 SH0ES 在 2016 年研究的超新星數量的兩倍多。里斯和他的合著者懷疑這項研究代表了哈勃的最後立場，這架神聖的望遠鏡幫助他們攀登宇宙尺度更高位置的能力的極限。超新星集現在包括“我們所知的在 1980 年至 2021 年間在附近宇宙中觀測到的所有合適的 SNe Ia”。在他們的分析中，H0 的值為每兆秒差距 73.04 ± 1.04 公里/秒。
這個數字與另一種完全不同的方法獲得的值相差甚遠，這種方法著眼於宇宙歷史的另一端——所謂的複合時期，即宇宙在大爆炸後約 38 萬年變得對光透明的時期。來自這個時期的光，由於宇宙隨後的膨脹而被拉伸到微波波長，可以作為普遍存在的宇宙微波背景被探測到。CMB 的溫度和偏振的微小波動捕捉到一個重要的訊號：聲波從宇宙幾乎開始到複合時期所傳播的距離。
這個長度是精確宇宙學的一個有用指標，可以透過使用標準 LCDM 模型外推到當今宇宙來估計 H0 的值。（L 代表 lambda 或暗能量，CDM 代表冷暗物質；“冷”指的是暗物質粒子相對緩慢移動的假設。）2021 年發表的一項分析結合了普朗克衛星和兩個地面儀器（阿塔卡瑪宇宙學望遠鏡和南極望遠鏡）的資料，得出的 H0 值為 67.49 ± 0.53。
兩個估計值之間的差異具有五個西格瑪的統計顯著性，這意味著它僅有百萬分之一的可能性是統計上的偶然事件。“這當然是人們應該認真對待的水平，”里斯說。“而且他們已經這樣做了。”
詹姆斯·韋伯太空望遠鏡的藝術家概念圖，它剛剛開始對早期和當前宇宙進行突破性研究。圖片來源： NASA/GSFC/CIL/Adriana Manrique Gutierrez
宇宙有多麼團塊化？
研究人員開始認真對待的另一個張力涉及一個稱為 S8 的宇宙引數，它取決於宇宙中物質的密度以及物質是聚集在一起而不是均勻分佈的程度。S8 的估計值也涉及，一方面，CMB 的測量，另一方面，區域性宇宙的測量。使用 LCDM 外推的早期宇宙中 CMB 匯出的 S8 值，得出的當今值約為 0.834。
區域性宇宙對 S8 的測量涉及多種不同的方法。其中最嚴格的方法是所謂的弱引力透鏡觀測，它測量天空大片區域中數百萬個星系的平均形狀如何受到介入的暗物質和普通物質濃度引力影響的扭曲。天文學家使用了千度巡天的資料，該巡天將其天空覆蓋範圍從 350 平方度增加了一倍以上，達到 777 平方度（相比之下，滿月僅跨越半度），並估計 S8 約為 0.759。早期和晚期宇宙對 S8 的估計值之間的張力從 2019 年的 2.5 西格瑪增加到 3 西格瑪（或 740 分之一的機會是偶然事件）。“這種張力不會消失，”德國波鴻魯爾大學的天文學家亨德里克·希爾德布蘭特說。“它已經變得更加頑固。”
還有另一種方法可以得出 S8 的值：透過計算某個空間體積中最大質量星系團的數量。天文學家可以直接做到這一點——例如，透過使用引力透鏡。他們還可以透過研究星系團在宇宙微波背景上的印記來計算星系團的數量，這要歸功於一種稱為 Sunyaev-Zeldovich 效應的現象。（這種效應會導致 CMB 光子在星系團中熱電子上散射，從而在 CMB 中產生與星系團質量成正比的陰影。）
一項使用南極望遠鏡資料的 2019 年詳細研究估計 S8 為 0.749——再次，與基於 CMB+LCDM 的估計值相差甚遠。納塔拉詹說，如果對這些星系團質量的估計值錯誤了大約 40% 到 50%，這些數字就可以協調一致，儘管她認為這種大幅修正不太可能。“我們在測量遊戲中並沒有那麼糟糕，”她說。“因此，這是另一種內部不一致，另一種指向其他事物的異常現象。”
打破張力
鑑於這些張力，宇宙學家焦急地等待來自新一代天文臺的新鮮資料也就不足為奇了。例如，普林斯頓大學的大衛·斯珀格爾渴望天文學家使用 JWST 研究所謂的紅巨星分支中最亮的恆星。這些恆星具有眾所周知的光度，可以用作測量星系距離的標準燭光——如果你願意，它是宇宙階梯上獨立的一級。2019 年，芝加哥大學的溫迪·弗裡德曼和她的同事使用這項技術估算了 H0，發現他們的值恰好位於早期和晚期宇宙估計值之間。“當前紅巨星分支資料尖端的誤差條是這樣的，它們與兩種可能性都一致，”斯珀格爾說。天文學家還計劃使用 JWST 重新校準哈勃望遠鏡調查的造父變星，並且該望遠鏡還將透過瞄準米拉變星（與造父變星一樣，米拉變星具有對宇宙製圖有用的光度-週期性關係）來幫助為距離階梯建立另一個新的等級。
JWST 可能會解決或加強 H0 張力，而來自歐幾里得、羅曼和魯賓天文臺的廣域巡天資料可以透過研究物質的聚集和團塊來對 S8 張力做同樣的事情。來自這三個望遠鏡的預期資料量之大將大大減少 S8 的誤差條。“統計資料將會大幅提升，”納塔拉詹說。
與此同時，理論家們已經對雙重張力感到非常興奮。“這對理論家來說是一個遊樂場，”里斯說。“你投入一些實際觀察到的張力，他們比我們玩得更開心。”
最近引起極大興趣的理論觀點之一是所謂的早期暗能量 (EDE)。在規範的 LCDM 模型中，暗能量在宇宙歷史中相對較晚才開始主導宇宙，大約在 50 億年前。但是，斯珀格爾說，“我們不知道為什麼暗能量是當今宇宙的主要組成部分。因為我們不知道為什麼它今天很重要，所以它也可能在早期很重要。”這部分是更早地（在複合時期之前）呼叫暗能量效應的理由。即使暗能量在那些時期僅佔宇宙能量預算的 10%，也足以加速宇宙膨脹的早期階段，導致複合更早發生並縮小原始聲波傳播的距離。最終效果將是緩解 H0 張力。
“我對這些模型最感興趣的是它們可能是錯誤的，”斯珀格爾說。宇宙學家的 EDE 模型對 CMB 光子中由此產生的 EDE 調製模式做出了預測。2022 年 2 月，巴黎索邦大學普朗克合作組織的成員西爾維婭·加利和她的同事發表了一項對普朗克衛星和地面 CMB 望遠鏡觀測結果的分析，表明它們在統計上略微傾向於 EDE 而不是 LCDM。確認或駁斥這一初步結果將需要更多更好的資料——這些資料可能來自同一地面 CMB 望遠鏡的觀測。但是，即使 EDE 模型被證明更合適並解決了 H0 張力，它們也幾乎無助於緩解來自 S8 的張力。
S8 的潛在解決方案表現出與 H0 類似的令人煩惱的缺乏重疊。2022 年 3 月，阿姆斯特丹大學的吉列爾莫·佛朗哥·阿貝蘭和他的同事在《物理評論 D》上發表了一項研究，表明冷暗物質粒子假設性地衰變為一個大質量粒子和一個“溫暖”的無質量粒子可以緩解 S8 張力。這種機制將降低 CMB 外推法產生的 S8 值，使其更符合晚期宇宙的測量結果。不幸的是，它並沒有解決 H0 張力。“這似乎是一種穩健的模式：無論你提出什麼模型來解決 H0 張力，都會使 S8 張力變得更糟，反之亦然，”希爾德布蘭特說。“有一些模型至少不會使另一種張力變得更糟，但[它們]也沒有太大改善。”
“我們遺漏了一些東西”
一旦獲得新的資料，斯珀格爾預見了幾種可能的場景。首先，新的 CMB 資料可能與早期暗能量一致，從而解決 H0 張力，而即將到來的巡天望遠鏡觀測可以分別緩解 S8 張力。這將是早期暗能量模型的勝利——並將構成我們對宇宙歷史開篇章節理解的重大轉變。H0 和 S8 張力也可能都傾向於 LCDM 解決——這是宇宙學標準模型的勝利，對於希望取得正規化轉變突破的宇宙學家來說，這可能是一場苦樂參半的勝利。當然，也可能結果是兩種張力都沒有解決。“第三種結果是，隨著資料的改進，兩種張力都變得越來越重要——而早期暗能量不是答案，”斯珀格爾說。那麼，LCDM 可能必須以不同的方式進行修改，儘管如何修改尚不清楚。
納塔拉詹認為，這些張力和差異可能是在告訴我們，LCDM 僅僅是一種“有效理論”，這是一個技術術語，意思是它可以準確地解釋當前宇宙觀測概要的某個子集。“也許真正發生的是存在一個潛在的、更復雜的理論，”她說。“而 LCDM 就是這個[有效]理論，它似乎擁有大部分關鍵成分。對於我們之前擁有的觀測探測水平而言，這種有效理論就足夠了。”但時代在變化，來自精確宇宙學第三代強大天文臺的資料洪流可能需要更具創造性和更精細的理論。
當然，理論家們很樂意效勞。例如，斯珀格爾推測，如果早期暗能量可以與暗物質相互作用（在 LCDM 中，暗能量和暗物質不相互作用），那麼這種安排可以抑制早期宇宙中物質的波動，從而在解決 S8 張力的同時解決 H0 張力。“這使得模型更加巴洛克式，”斯珀格爾說，“但也許這就是自然界所要求的。”
作為一名觀測天文學家，希爾德布蘭特持謹慎態度。“如果有一個令人信服的模型能夠完美地解決這兩種張力，我們早就有了下一個標準模型，”他說。“我們現在仍在談論這些張力並撓頭，這只是反映了我們還沒有這樣的模型這一事實。”里斯同意。“畢竟，這是一個使用基於對物理學和宇宙的理解的模型的問題，就暗物質和暗能量的性質而言，這種理解大約有 95% 是不完整的，”他說。“認為我們遺漏了一些東西並不瘋狂。”