宇宙膨脹的速度有多快？
人們可能會認為，科學家們很久以前就解決了這個基本問題，埃德溫·哈勃近一個世紀前首次探索了這個問題。但現在答案取決於你問誰。使用普朗克衛星研究宇宙微波背景輻射（來自“早期”宇宙的光，僅在大爆炸後約 38 萬年）的宇宙學家得出了膨脹率的高精度值，稱為哈勃常數 (H0)。觀測離我們較近的恆星和星系（在“晚期”宇宙中）的天文學家也以極高的精度測量了 H0。然而，這兩個數字並不一致。根據普朗克的資料，H0 應該約為 67——簡而言之，宇宙每 326 萬光年膨脹速度快約 67 公里/秒。來自超新星 H0 狀態方程 (SH0ES) 專案的晚期宇宙的最有影響力的測量結果 將哈勃常數定為約 74。
這種差異——所謂的哈勃張力——多年來一直在增長，隨著一項又一項對早期和晚期宇宙的研究得出越來越精確的結果，並讓雙方的科學家都感到焦慮和困惑。畢竟，可能是任何一方都在某種程度上錯誤地測量了宇宙。但這種張力可能是現實的真實反映，需要奇異的新物理學和對我們宇宙演化理解的重大修正。
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7 月 4 日，來自晚期宇宙的最新結果釋出，加強了 SH0ES 的資料，將張力推過了物理學家用作真正發現基準的統計顯著性閾值。一時間，新物理學的前景比以往任何時候都更加突出。然而，幾天後，另一批獨立的晚期宇宙測量結果使這場辯論變得更加混亂，得出了 H0 值為 69.8，介於普朗克和 SH0ES 的標準值之間。大部分戲劇性事件在 7 月 15 日至 17 日在加利福尼亞州聖巴巴拉卡弗裡理論物理研究所舉行的早期宇宙和晚期宇宙之間的張力會議上即時展開。
“這周太過分了。哈勃常數，你喝醉了，回家吧，”杜克大學 SH0ES 成員丹·斯科爾尼克在會議上又一個令人困惑的哈勃常數新結果揭曉後發推文說。
不斷上升的張力
SH0ES 是約翰·霍普金斯大學的天體物理學家亞當·里斯十多年前發起的一個專案，它透過測量到其他星系的距離來估計宇宙的膨脹速度。通常透過簡單地繪製太陽系行星和附近恆星在天空中隨時間的運動來完成此類測量。但是 SH0ES 研究的遙遠星系距離太遠，以至於它們的位置幾乎沒有變化——它們在天空中顯得“固定”。因此，里斯和他的同事轉而使用白矮星爆炸產生的超新星的視亮度，他們將其與超新星的內在光度進行比較以找到距離。然後，SH0ES 從超新星的距離和紅移（宇宙膨脹對其發射光線的拉伸）中獲得 H0。為了將亮度與光度聯絡起來，資料必須根據標準燭光（已知光度的天體物理物體）的亮度測量值進行校準。作為標準燭光，SH0ES 使用造父變星，即以揭示其真實光度的方式脈動的恆星。SH0ES 團隊找到了足夠靠近地球的造父變星，可以直接測量它們的距離以獲得光度。透過這種方式，他們測量了遙遠星系（包含造父變星和白矮星超新星）的距離，以及由此得出的 H0 值。
（相比之下，普朗克對 H0 的估計依賴於測量宇宙微波背景輻射的特徵，並使用稱為 Lambda-CDM 的宇宙學標準模型預測其演化。Lambda-CDM 使用關於早期宇宙組成的估計來提供對其隨時間推移膨脹的高精度描述。）
7 月 4 日的結果大大加劇了張力，該結果來自另一個名為 H0 Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring (H0LiCOW) 的專案，該專案旨在獲得獨立於 SH0ES 的晚期宇宙結果，使用一種稱為引力透鏡的技術。引力透鏡是愛因斯坦廣義相對論預測的一種現象，其中一個巨大的前景物體可以充當透鏡，扭曲來自遠處背景物體的光線。H0LiCOW 合作專注於類星體——極其明亮且非常遙遠的星系核心，其中包含活躍的超大質量黑洞——它們被介入星系引力透鏡化，正如從地球上看到的那樣。來自類星體的透鏡光可以沿著多條路徑到達地球——有些較短，有些較長——從而導致該類星體的多個時延影像出現在前景星系的邊緣。
“光線採取的不同路徑具有不同的長度，因此會產生時延。而且它們穿過 [透鏡] 星系的不同部分，因此它們經歷的引力大小也不同，”H0LiCOW 成員兼加州大學戴維斯分校天體物理學家克里斯托弗·法斯納赫特說。H0LiCOW 團隊使用這樣的時延——以及其他屬性，例如類星體的紅移和沿透鏡影像光路估計的質量分佈——計算出 H0 值為 76.8。加上最新的 SH0ES 結果，這個數字將與普朗克早期宇宙 H0 測量的張力提高到不確定度的五倍，或五西格瑪——物理學發現的黃金標準，相當於結果具有三千五百萬分之一的機率是統計上的偶然事件。“對許多人來說，這是一個神奇的數字，”里斯說。“你知道，我早就確信了。”他指出，五西格瑪標準是由粒子物理學家制定的，他們的無數實驗例行公事地產生了拍位元組的資料。里斯說，由於宇宙學觀測通常產生的資料要少得多，因此統計偶然事件的可能性較低。
巨大的進步，新的標準
H0LiCOW 的結果讓晚期宇宙一側的研究人員感到自豪——但好景不長。7 月 16 日，在聖巴巴拉卡弗裡會議的中間，卡內基科學研究所和芝加哥大學的研究人員投下了一顆重磅炸彈：另一個 H0 測量值，來自一種新開發的標準燭光，與 SH0ES 的造父變星不同。這個獨立的 H0 計算值為 69.8，使張力的統計顯著性降回略低於崇高的五西格瑪。
這種新的標準燭光主要由芝加哥大學天體物理學家溫迪·弗裡德曼（哈勃常數研究的先驅）開發，它使用紅巨星——衰老的恆星，在數百萬年的時間裡，隨著它們從耗盡大部分能量較低的氫燃料後過渡到燃燒核心的氦，它們的體積和亮度會膨脹。這個過程最終以“氦閃”告終，氦閃是由於氦燃燒激增而導致的快速增亮，之後恆星會急劇變暗。天體物理模型可以準確預測發生氦閃的最高溫度和壓力，使研究人員能夠辨別紅巨星可以達到的峰值亮度。因此，在理論極限下發光的紅巨星可以成為標準燭光。弗裡德曼和她的同事研究了 18 個大型星系周圍稀疏的恆星暈中的此類恆星，使用它們來校準超新星，從而得出了中等的 H0 估計值。
除了提供獨立的檢查外，弗裡德曼的方法還可以避開與其他常見標準燭光相關的一些令人煩惱的問題。最值得注意的是，由於紅巨星位於星系不擁擠的外圍，因此與造父變星相比，它們不太容易受到星際塵埃和其他附近恆星的汙染影響。“隨著我們向遠處前進，我們真的在 [造父變星] 上苦苦掙扎，因為它們是年輕的恆星。因此，我們只能在恆星形成正在進行的旋渦星系的盤中找到它們，因此我們必須在整個星系的背景下找到它們。紅巨星位於暈中，是孤立的，並且更容易測量這些恆星的準確光度，”弗裡德曼說。
然而，根據里斯的說法，新方法的中間 H0 值本身可能是系統誤差的產物，並非來自高保真測量，而是來自弗裡德曼和她的同事對大麥哲倫星雲（一個靠近銀河系的矮星系，他們用它來校準紅巨星觀測）中塵埃量的猜測。“他們的新方法給出了更多的塵埃，”里斯說——這種情況可能會導致弗裡德曼的團隊低估星系的距離，從而低估 H0 的實際值。此外，卡弗裡會議上公佈的其他三個 H0 結果——基於對新型變星、星系中心的微波輻射以及星系核到尖端亮度測量的研究——都更接近 SH0ES 值。看來，這種張力不會很快消失。
如果這種張力是真實的，那麼物理學家用來描述早期宇宙的模型就不完整。但加州大學戴維斯分校的早期宇宙宇宙學家勞埃德·諾克斯表示，該模型已經正確預測瞭如此多的資料，以至於許多研究人員不願意放棄它。“Lambda-CDM 模型非常成功，”他說。“如果對該模型進行重大修改，很難看出它怎麼不會看起來像一個陰謀。不知何故，這個‘錯誤’的模型全都正確了。”
到目前為止，所有提出的 Lambda-CDM 修改都有缺點。有些縮小了張力，但惡化了模型對其他資料的預測。存在保持其成功的解決方案，但物理學界不願接受任何感覺不直觀的東西。“沒有那種神奇的子彈可以做到這一點，”斯科爾尼克說。當然，這並不意味著不存在答案。
每個人都同意一件事——需要更多資料。使用來自早期宇宙資料的兩種獨立測量 H0 的方法非常一致，而相反的晚期宇宙文獻正在增長。“我認為新物理學的可能性仍然是真實的。這是一個令人興奮的問題，”弗裡德曼說。但是，她補充說，她的結果表明，天文學家最可靠的標準燭光可能受到系統誤差的影響，而這些系統誤差直到現在才被注意到。
“我們正處於五西格瑪閾值，這就是這一刻如此特別的原因，”斯科爾尼克說。“我們遇到了這個難題，我們只是缺少幾個碎片。”