一種奇異的暗能量可能解決宇宙難題

十五年前，宇宙學家們意氣風發。簡單但非常成功的“宇宙學標準模型”只需幾個要素，就能解釋我們在宇宙中看到的許多現象。它似乎可以解釋今天宇宙中星系的分佈、宇宙的加速膨脹以及來自宇宙大爆炸的遺蹟光輝——稱為宇宙微波背景輻射（CMB）——的亮度波動，而這一切都基於輸入模型中的少量數字。當然，它包含一些無法解釋的奇異特徵，例如暗物質和暗能量，但除此之外，一切都井然有序。宇宙學家們（相對）感到滿意。

然而，在過去的十年裡，一個令人困擾的不一致性出現了，這種不一致性難以輕易解釋，並且可能預示著與標準模型的重大決裂。問題在於空間膨脹速度有多快。當天文學家透過觀察附近宇宙中的超新星來測量這種膨脹率（稱為哈勃常數）時，他們的結果與標準模型給出的速率不符。

這種“哈勃張力”在十多年前首次被注意到，但當時尚不清楚這種差異是真實存在還是測量誤差的結果。然而，隨著時間的推移，這種不一致性變得更加根深蒂固，現在已成為原本功能強大的模型中的一個主要難題。來自詹姆斯·韋伯太空望遠鏡（JWST）的最新資料使問題變得更加嚴重。

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我們兩人都深入參與了這場傳奇。其中一位（里斯）是暗能量的觀察者和共同發現者，暗能量是宇宙學標準模型的最後一塊拼圖之一。他還率先努力透過觀察區域性宇宙來確定哈勃常數。另一位（卡米昂科夫斯基）是一位理論家，他幫助弄清楚瞭如何透過測量 CMB 來計算哈勃常數。最近，他幫助開發瞭解釋這種差異的最有希望的想法之一——一種稱為早期暗能量的概念。

一種可能性是，哈勃張力告訴我們，嬰兒宇宙的膨脹速度比我們想象的要快。早期暗能量假定，這種額外的膨脹可能是由一種額外的排斥力造成的，這種排斥力當時正在推動空間，但後來消失了。

這個建議終於面臨著現實世界的考驗，因為實驗剛剛開始能夠測量早期暗能量可能產生的各種訊號。到目前為止，結果好壞參半。但是，隨著未來幾年新資料的湧入，我們應該更多地瞭解宇宙的膨脹是否正在偏離我們的預測，以及可能的原因。

宇宙正在膨脹的想法在 1929 年才令人驚訝地出現，當時埃德溫·哈勃使用位於加利福尼亞州帕薩迪納附近的威爾遜山天文臺證明，星系都在彼此遠離。當時，包括阿爾伯特·愛因斯坦在內的許多科學家都贊成靜態宇宙的觀點。但是，分離的星系表明空間正在不斷膨脹。

如果你將一個膨脹的宇宙在腦海中倒帶，你會得出結論，在過去的某個有限時間，空間中的所有物質都將堆積在一起——大爆炸的時刻。膨脹速度越快，從大爆炸到今天的這段時間就越短。哈勃利用這個邏輯首次計算了哈勃常數，但他最初的估計值太高，這意味著宇宙比太陽系還年輕。這是最早的“哈勃張力”，後來德國天文學家沃爾特·巴德發現哈勃用於估計的遙遠星系與他用於校準數字的附近星系包含不同型別的恆星時，這個問題得到了解決。

第二次哈勃張力出現在 20 世紀 90 年代，這是哈勃太空望遠鏡觀測結果更加精確的結果。該天文臺測量的哈勃常數值暗示宇宙中最古老的恆星比恆星演化理論預測的還要古老。1998 年，宇宙膨脹正在加速的發現解決了這一張力。這一令人震驚的發現促使科學家將暗能量——空空間的能量——新增到宇宙學標準模型中。一旦研究人員瞭解到宇宙現在的膨脹速度比年輕時快，他們就意識到宇宙一定比之前認為的要老幾十億年。

一種可能的解釋是，哈勃張力告訴我們，嬰兒宇宙的膨脹速度比我們想象的要快。

從那時起，我們對宇宙的起源和演化的理解發生了巨大的變化。我們現在可以以前所未有的精度測量 CMB——我們關於宇宙歷史的最重要的證據——這在千禧年之交是無法想象的。我們已經繪製了宇宙體積中星系的分佈圖，其體積比當時大數百倍。同樣，用於測量膨脹歷史的超新星數量已達到數千顆。

然而，我們對空間膨脹速度的估計仍然存在分歧。十多年來，基於區域性宇宙的哈勃常數的日益精確的測量，在沒有參考標準模型的情況下進行，因此直接測試了其準確性，已經收斂在每兆秒差距（km/s/Mpc）空間 73 公里/秒左右，正負 1。這個數字太大，其估計的不確定性太小，無法與標準模型根據 CMB 資料預測的值相容：67.5 ± 0.5 km/s/Mpc。

區域性測量主要基於對某一類超新星（Ia 型）的觀測，這類超新星都以相似的能量輸出爆炸，這意味著它們都具有相同的固有亮度，或光度。它們的視亮度（它們在天空中看起來有多亮）是它們與地球距離的代表。將它們的距離與它們的速度（我們透過測量它們的紅移（它們的光被紅移到電磁頻譜的紅色端的程度）來獲得速度）進行比較，可以告訴我們空間膨脹的速度。

天文學家透過將 Ia 型超新星的距離測量值與附近星系的值進行比較來校準它們，這些附近星系既擁有這種型別的超新星，又至少擁有一顆造父變星——一種脈動超巨星，其閃光的時間尺度與其光度密切相關，這是一個世紀前由亨麗埃塔·斯旺·勒維特發現的事實。科學家們反過來透過觀察非常附近的星系中的造父變星來校準這種週期-光度關係，這些星系的距離我們可以透過一種稱為視差的方法幾何地測量出來。這種逐步校準被稱為距離階梯。

二十五年前，哈勃關鍵專案對這種測量進行了里程碑式的測量，得出的哈勃常數測量值為H₀ = 72 ± 8 km/s/Mpc。大約十幾年前，由於兩個獨立小組（里斯領導的 SH0ES 團隊和芝加哥大學的溫迪·L·弗裡德曼領導的卡內基哈勃計劃）的工作，這個值提高到 74 ± 2.5 km/s/Mpc。在過去的幾年裡，這些測量結果已被許多研究複製，並在歐洲航天局蓋亞視差天文臺的幫助下進一步細化到 73 ± 1。即使我們用其他恆星距離估計值替換視差-造父變星-超新星校準序列中的某些步驟，哈勃常數的變化也很小，並且如果不進行令人不安的牽強附會或拋棄大部分哈勃太空望遠鏡資料，就無法降到 70 km/s/Mpc 以下。然而，即使是這個最低值，也遠高於從 CMB 推斷出的數字，不能歸咎於運氣不好。

天文學家已經研究了超新星距離可能存在的長期問題列表，並提出了許多後續測試，但沒有一項測試揭示測量中存在缺陷。直到最近，剩下的擔憂之一涉及到我們如何在擁擠的視野中確定造父變星的亮度。使用哈勃太空望遠鏡，來自任何給定造父變星的一些光線與來自附近其他恆星的光線重疊，因此科學家不得不使用統計方法來估計造父變星的單獨亮度。然而，最近，JWST 使我們能夠以顯著提高的解析度對其中一些造父變星進行重新成像。使用 JWST，恆星被非常清晰地分隔開，沒有重疊，新的測量結果與哈勃望遠鏡的測量結果完全一致。

從 CMB 推斷哈勃常數的方法更復雜一些，但基於相似的原理。CMB 光的強度在空間中幾乎處處相同。然而，精確的測量表明，強度從一個點到另一個點變化大約為十萬分之一。在人眼看來，這種強度變化的模式顯得相當隨機。然而，如果我們觀察相隔約一度（大約是天空中兩個滿月並排）的兩個點，我們就會看到一種相關性：它們的強度（溫度）可能相似。這種模式是早期宇宙中聲音傳播方式的結果。

在大爆炸後最初大約 38 萬年的時間裡，空間中充滿了自由質子、電子和光的等離子體。然而，在大約 38 萬年時，宇宙冷卻到足以讓電子與質子結合，首次形成中性氫原子。在此之前，電子在空間中自由地飛馳，光線在不撞擊電子的情況下無法傳播很遠。此後，電子被束縛在原子中，光線可以自由流動。最初釋放的光就是我們今天觀察到的 CMB。

在最初的 38 萬年裡，填充空間的電子-質子-光等離子體密度的微小變化像聲波一樣傳播，就像聲音在房間的空氣中傳播一樣。這些聲波的精確起源與早期宇宙的量子漲落有關，但我們認為它們是大爆炸遺留下來的噪聲。宇宙學聲波傳播的距離由介質中的聲速乘以自大爆炸以來的時間決定；我們將這個距離稱為聲視界。如果在大爆炸時宇宙中某個地方恰好有一個特別“響亮”的點，那麼最終將在任何距離聲視界遠的點“聽到”它。當 CMB 光在 38 萬年時釋放時，它被印上了當時聲景的強度。因此，CMB 強度中的一度尺度相關性對應於當時聲視界的角大小。

該尺度由聲視界與“最後散射面”的距離之比決定——基本上，自 CMB 釋放時（電子全部束縛在原子中，光線首次可以自由傳播的時刻）光線傳播了多遠。如果宇宙的膨脹率較大，則該距離較小，反之亦然。

因此，天文學家可以使用對聲視界的測量來預測宇宙當前的膨脹率——哈勃常數。宇宙學標準模型根據早期宇宙中具有引力吸引力的成分：暗物質、暗能量、中微子、光子和原子，預測了聲視界的物理長度。透過將這個長度與從 CMB 測量的視界角長度（一度）進行比較，科學家可以推斷出哈勃常數的值。唯一的問題是，這個 CMB 推斷值比我們使用超新星獲得的數字小約 9%。

如果 CMB 推斷值結果大於區域性值，我們本可以找到一個相當明顯的解釋。“最後散射面”的距離也取決於暗能量的性質。如果暗能量密度不是精確恆定的，而是隨時間緩慢減小（正如某些模型，例如一種稱為精質的模型，提出的那樣），那麼“最後散射面”的距離將會減小，從而將基於 CMB 的哈勃常數值降低到區域性觀測到的值。

相反，如果暗能量密度隨時間緩慢增加，那麼我們就會從 CMB 推斷出一個更大的哈勃常數，並且不會與超新星測量結果產生張力。然而，這種解釋要求能量以某種方式從虛空中創造出來——違反了能量守恆，這是物理學中的一個神聖原則。即使我們足夠反常地想象不尊重能量守恆的模型，我們似乎仍然無法解決哈勃張力。原因與星系巡天有關。今天宇宙中星系的分佈是從早期宇宙中物質的分佈演變而來的，因此在其相關性中也表現出相同的聲視界凸起。該相關性的角度尺度也使我們能夠推斷出與超新星宿主星系相同型別的星系的距離，而這些距離（使用與 CMB 相同的聲視界）為我們提供了較低的哈勃常數值，與 CMB 一致。

我們不得不得出結論，哈勃張力的“後期”解決方案——那些試圖改變哈勃常數與 CMB 最後散射面距離之間關係的解決方案——不起作用，或者至少不是全部原因。那麼，另一種選擇是推測我們對早期宇宙的理解可能缺少某些東西，從而導致聲視界更小。早期暗能量是一種可能性。

卡米昂科夫斯基和當時他的研究生坦維·卡瓦爾於 2016 年首次探索了這個想法。早期宇宙的膨脹率由當時宇宙中所有物質的密度決定。在宇宙學標準模型中，這包括光子、暗能量、暗物質、中微子、質子、電子和氦核。但是，如果存在一些新的物質成分——早期暗能量——它的密度大約是當時所有其他物質價值的 10%，然後在後來衰減消失呢？

早期暗能量最明顯的形態是場，類似於電磁場，充滿空間。當宇宙年輕時，這個場將負壓能量密度新增到空間中，其效果是抵抗引力並推動空間加速膨脹。有兩種型別的場可以滿足要求。最簡單的選擇是所謂的緩慢滾動標量場。這個場將以勢能的形式開始其能量密度——想象它 resting 在山頂上。隨著時間的推移，該場將沿著山坡滾動，其勢能將轉化為動能。動能不會像勢能那樣影響宇宙的膨脹，因此隨著時間的推移，它的影響將不再可觀察到。

第二種選擇是早期暗能量場快速振盪。這個場將快速地從勢能移動到動能，然後再返回，就好像該場正在沿著山坡滾動，進入山谷，爬上另一座山，然後再一遍又一遍地滾下來。如果正確選擇起始勢能，那麼平均值會導致總能量密度具有比動能更多的勢能——換句話說，一種產生對抗宇宙的負壓（如暗能量所做的那樣）而不是正壓（如普通物質所做的那樣）的情況。這種更復雜的振盪情景不是必需的，但它可以導致各種有趣的物理結果。例如，振盪的早期暗能量場可能會產生可能是新的暗物質候選者的粒子，或者可能為大型宇宙結構的生長提供額外的種子，這些結構可能會在後來的宇宙中顯現出來。

在 2016 年首次提出早期暗能量的建議後，卡米昂科夫斯基和卡瓦爾與法國國家科學研究中心 (CNRS) 的薇薇安·普林和斯沃斯莫爾學院的特里斯坦·L·史密斯一起，開發了將模型預測與 CMB 資料進行比較的工具。當我們擁有如此精確的 CMB 測量結果（到目前為止與模型非常吻合）時，很難偏離宇宙學標準模型太多。我們認為早期暗能量實際上會奏效的可能性很小。然而，令我們驚訝的是，分析確定了允許更高的哈勃常數並且仍然很好地擬合 CMB 資料的模型類別。

這個有希望的開端導致其他人建立了早期暗能量模型的各種變體。在 2018 年，這些模型在匹配 CMB 測量結果方面與標準模型的效果大致相同。但是到 2021 年，來自阿塔卡瑪宇宙學望遠鏡 (ACT) 的新的、更高解析度的 CMB 資料似乎更傾向於早期暗能量而不是標準模型，這吸引了更多科學家轉向這個想法。然而，在過去的三年中，來自 ACT 以及南極望遠鏡、暗能量調查和暗能量光譜儀的更多測量和分析導致了更細緻的結論。儘管一些分析仍然讓早期暗能量繼續存在，但大多數結果似乎都在向宇宙學標準模型收斂。即便如此，陪審團仍在評議中：各種各樣可想象的早期暗能量模型仍然可行。

許多理論家認為，現在可能是探索其他想法的時候了。問題在於，沒有任何特別引人注目的新想法似乎可行。我們需要一些可以增加早期宇宙膨脹並縮小聲視界以提高哈勃常數的東西。也許質子和電子在那個時候以某種不同的方式結合形成原子，或者我們可能遺漏了早期磁場、有趣的暗物質特性或早期宇宙初始條件中的微妙之處的一些影響。宇宙學家會同意，即使哈勃張力變得更加牢固地嵌入資料中，簡單的解釋仍然難以捉摸。

為了取得進展，我們必須繼續尋找方法來仔細審查、檢查和測試哈勃常數的區域性值和 CMB 推斷值。天文學家正在開發策略來衡量區域性距離，以擴充基於超新星的方法。例如，基於射電干涉測量技術的類星體距離測量正在進步，並且有望利用星系表面亮度的波動。其他人正在嘗試使用 II 型超新星和不同型別的紅巨星來測量距離。甚至有人提議使用來自合併黑洞和中子星的引力波訊號。我們還對透過引力透鏡確定宇宙距離的潛力感到好奇。

儘管目前的結果還不夠精確，無法對哈勃張力進行權衡，但我們預計當維拉·C·魯賓天文臺和南希·格雷斯·羅曼太空望遠鏡上線時，我們將看到巨大的進展。目前我們沒有好的答案，但有很多很棒的問題和正在進行的實驗。