探尋宇宙膨脹之謎：哈勃張力與早期暗能量的博弈

作者：黃湘紅 段躍初

在廣袤無垠的宇宙深處，隱藏著無數(shù)令人著迷又困惑的奧秘。宇宙的膨脹速度問題，猶如一團迷霧，困擾著眾多科學(xué)家，而一種奇特的暗能量形式或許是解開這一謎題的關(guān)鍵鑰匙。

回首十五年前，宇宙學(xué)標(biāo)準(zhǔn)模型宛如一顆璀璨的明星高懸于科學(xué)的天空。它以簡潔卻極具威力的方式，僅憑借少許關(guān)鍵成分，便能闡釋宇宙中諸多奇妙現(xiàn)象。

從星系在浩瀚太空中的分布格局，到宇宙加速膨脹的神秘進程，再到大爆炸遺留的宇宙微波背景那微弱而神秘的輝光亮度波動，這一模型仿佛無所不能。它就像一位智慧的長者，將宇宙的故事娓娓道來。盡管其中包含著暗物質(zhì)和暗能量這些難以捉摸的奇異元素，但在當(dāng)時，宇宙學(xué)家們仿佛看到了理解宇宙本質(zhì)的曙光，內(nèi)心滿是相對的欣喜。

然而，時光流轉(zhuǎn)至近十年，平靜的宇宙學(xué)研究領(lǐng)域被打破。令人煩惱的不一致性如同洶涌的波濤，沖擊著原本看似堅不可摧的標(biāo)準(zhǔn)模型。問題的核心聚焦于宇宙空間的膨脹速率。當(dāng)一群勇敢的天文學(xué)家借助觀測附近宇宙中的超新星來測量哈勃常數(shù)這一膨脹速率的關(guān)鍵指標(biāo)時，他們驚訝地發(fā)現(xiàn)，所得結(jié)果與標(biāo)準(zhǔn)模型給出的數(shù)值大相徑庭。

早在十多年前，哈勃張力首次嶄露頭角，但彼時，科學(xué)界對此莫衷一是。究竟這是真實存在的差異，還是僅僅源于測量誤差？這一疑問如同一片陰云，籠罩在科學(xué)家們的心頭。但隨著歲月的積累，數(shù)據(jù)的不斷豐富，這種不一致性愈發(fā)根深蒂固。詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡傳來的最新數(shù)據(jù)，更是如同一場暴風(fēng)雨，讓這一問題變得愈發(fā)棘手。

讓我們把時光的指針撥回到 1929 年，那是一個具有里程碑意義的時刻。埃德溫·哈勃在加州帕薩迪納附近的威爾遜山天文臺，通過不懈的觀測與研究，驚世駭俗地證明了星系都在彼此遠(yuǎn)離。這一發(fā)現(xiàn)如同在平靜的湖面投入了一顆巨石，瞬間激起千層浪。當(dāng)時，眾多科學(xué)界的巨擘，包括阿爾伯特·愛因斯坦，都秉持著靜態(tài)宇宙的觀點。然而，星系相互分離這一鐵證如山的事實，無情地宣告了空間正在不斷膨脹。哈勃利用這一驚人的發(fā)現(xiàn)，首次嘗試計算哈勃常數(shù)。但如同蹣跚學(xué)步的孩童，初期的探索總是充滿坎坷。他最初的估計過高，得出的宇宙年齡甚至比太陽系還年輕。這便是第一次“哈勃張力”的出現(xiàn)。不過，科學(xué)的腳步從未停歇。后來，德國天文學(xué)家沃爾特·巴德發(fā)現(xiàn)了問題的關(guān)鍵所在：哈勃用于估算的遙遠(yuǎn)星系與他用于校準(zhǔn)數(shù)據(jù)的附近星系包含不同種類的恒星。經(jīng)過修正，這一問題得以解決。

時間的車輪滾滾向前，來到了 20 世紀(jì) 90 年代。哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的出現(xiàn)，猶如一把銳利的寶劍，讓觀測變得更加精準(zhǔn)。但新的問題也隨之而來。天文臺測得的哈勃常數(shù)意味著宇宙中最古老的恒星比恒星演化理論所認(rèn)為的還要古老。這一矛盾再次讓科學(xué)界陷入沉思。直到 1998 年，宇宙加速膨脹這一震驚世界的發(fā)現(xiàn)，如同破曉的曙光，化解了這一矛盾。科學(xué)家們由此引入了暗能量這一概念，將其納入宇宙學(xué)的標(biāo)準(zhǔn)模型。自此，宇宙學(xué)的研究開啟了新的篇章。

從那以后，我們對宇宙起源和演化的認(rèn)知猶如一幅徐徐展開的壯麗畫卷，愈發(fā)豐富和清晰。如今，我們能夠以前所未有的精確度測量宇宙微波背景——這一宇宙歷史最重要的證據(jù)。星系分布的測繪范圍也比過去擴大了幾百倍。用于測量宇宙膨脹歷史的超新星數(shù)量如繁星般增長，達到了數(shù)千顆之多。然而，命運似乎總喜歡捉弄人。盡管我們在宇宙探索的道路上取得了諸多輝煌成就，但對宇宙空間增長速度的估計卻始終無法達成一致。

十多年來，基于局部宇宙的哈勃常數(shù)測量愈發(fā)精確。其主要方法是通過對特定類別 Ia 型超新星的觀測。這類超新星在爆發(fā)時具有相似的能量輸出，這意味著它們擁有相同的內(nèi)在亮度或光度。通過測量它們的視亮度（即它們在天空中的亮度），我們可以推算出它們與地球的距離。再結(jié)合通過測量紅移（光向電磁波譜紅端移動的量）所獲得的速度信息，就能知曉空間膨脹的速度。

天文學(xué)家采用一種逐步校準(zhǔn)的方法——距離階梯。他們通過與附近星系的值進行比較來校準(zhǔn) Ia 型超新星的距離測量值。這些附近星系中既有 Ia 型超新星，又有至少一顆造父變星。造父變星是一種特殊的脈動超巨星，其耀斑的時間尺度與其光度緊密相關(guān)。早在一個世紀(jì)前，亨麗愛塔·斯萬·勒維特就發(fā)現(xiàn)了這一規(guī)律?？茖W(xué)家們通過觀察非常近的星系中的造父變星來校準(zhǔn)這種周期 - 光度關(guān)系，并且可以通過視差法從幾何角度測量這些星系的距離。

25 年前，哈勃關(guān)鍵項目完成了這類具有里程碑意義的測量，得出哈勃常數(shù)為 H0 = 72.8 公里/秒/百萬秒差距。大約十幾年前，在里斯領(lǐng)導(dǎo)的 SH0ES 小組和芝加哥大學(xué)溫迪·l·弗里德曼領(lǐng)導(dǎo)的卡內(nèi)基·哈勃項目的努力下，這一數(shù)值提高到了 74±2.5 千米/秒/百萬秒差距。在過去幾年中，眾多研究不斷重復(fù)這些測量，并在歐洲航天局蓋亞視差天文臺的助力下，進一步完善到 73.1。即便我們將距離階梯中的某些步驟替換為其他恒星距離的估算方法，哈勃常數(shù)的變化也微乎其微。若不進行一些不合理的操作或丟棄哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的大量數(shù)據(jù)，哈勃常數(shù)很難低于約 70 km/s/Mpc。然而，即便這個最低值，與從宇宙微波背景（CMB）推斷的數(shù)值相比，仍然偏大，無法用運氣不佳來解釋。

天文學(xué)家們對超新星距離測量可能存在的問題進行了詳盡的研究，并開展了眾多后續(xù)測試，但始終未發(fā)現(xiàn)測量中的缺陷。直到最近，一個關(guān)鍵問題聚焦于如何在擁擠的視野中確定造父變星的亮度。在過去，借助哈勃太空望遠(yuǎn)鏡，來自特定造父變星的光會與周圍其他恒星的光相互重疊，科學(xué)家們不得不借助統(tǒng)計學(xué)方法來估算造父變星自身的亮度。但如今，詹姆斯·韋伯太空望遠(yuǎn)鏡以其超高的分辨率重新拍攝了一些造父變星。在 JWST 的鏡頭下，恒星清晰可辨，不再有光的重疊現(xiàn)象。令人欣喜的是，新的測量結(jié)果與哈勃的完全一致。

從 CMB 推斷哈勃常數(shù)的方法雖稍顯復(fù)雜，但原理相近。CMB 光在太空中的強度幾乎處處相同，但精確測量會發(fā)現(xiàn)其強度從一點到另一點存在約十萬分之一的微小變化。這種變化模式在肉眼看來相當(dāng)隨機。然而，當(dāng)我們觀察相距約 1 度的兩個點（如同天空中兩個并排的滿月）時，會發(fā)現(xiàn)一種奇妙的相關(guān)性：它們的強度（溫度）可能相似。這一現(xiàn)象的根源在于早期宇宙中聲音的傳播。

在大爆炸后的最初約 38 萬年里，空間充滿了由自由質(zhì)子、電子和光組成的等離子體。大約在 38 萬年時，宇宙冷卻到足以讓電子與質(zhì)子結(jié)合，首次形成中性氫原子。在此之前，電子在空間中自由穿梭，光無法長距離傳播。而當(dāng)電子被束縛在原子中后，光得以自由流動。我們?nèi)缃裼^測到的 CMB，便是那時最初的光釋放。

在最初的 38 萬年里，充滿空間的電子 - 質(zhì)子 - 光等離子體密度的微小變化以聲波的形式傳播，如同聲音在房間里的空氣中傳播一般。這些聲波的精確來源與宇宙早期的量子波動密切相關(guān)，它們就像是大爆炸留下的神秘噪音。宇宙聲波傳播的距離由介質(zhì)中的聲速乘以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的某個地方存在一個特別“響亮”的點，那么它最終將在聲視界之外的任何一點被“聽到”。當(dāng) CMB 光在 38 萬年釋放時，它被印上了當(dāng)時聲景的強度。因此，CMB 強度的一度標(biāo)度相關(guān)對應(yīng)于當(dāng)時聲音視界的角度大小。

這個尺度由聲音視界與到“最后散射表面”的距離的比率決定?！白詈笊⑸浔砻妗北举|(zhì)上是當(dāng) CMB 釋放時（電子被束縛在原子中的時刻，光第一次可以自由傳播），光自釋放以來已經(jīng)傳播的距離。如果宇宙的膨脹率越大，那么這個距離就越小，反之亦然。

基于此，天文學(xué)家可以利用對聲音視界的測量來預(yù)測宇宙當(dāng)前的膨脹速率——哈勃常數(shù)。宇宙學(xué)的標(biāo)準(zhǔn)模型基于早期宇宙的引力吸引成分預(yù)測了聲音視界的物理長度，包括暗物質(zhì)、暗能量、中微子、光子和原子。通過將這一長度與從 CMB 測得的地平線角長度（一度）進行比較，科學(xué)家能夠推斷出哈勃常數(shù)的值。然而，令人困惑的是，從 CMB 推斷出的數(shù)值比利用超新星獲得的數(shù)值要小 9%。

由于 CMB 推斷值比本地值小，一種可能的解釋是暗能量密度并非精確的常數(shù)，而是隨時間緩慢下降（如同一些模型如 quintessence 所提出的）。這樣一來，到最后一次散射表面的距離將會減少，從而使基于 CMB 的哈勃常數(shù)值下降到與局部觀測值相符。反之，如果暗能量密度隨時間慢慢增加，那么從 CMB 推斷出的哈勃常數(shù)會更大，但超新星的測量結(jié)果卻無法與之匹配。更為棘手的是，這種解釋要求能量以某種方式從無到有，這顯然違背了能量守恒這一物理學(xué)中的神圣原則。即便我們嘗試突破常規(guī)，想象不遵循能量守恒的模型，卻依然無法化解哈勃的張力。這是因為星系巡天的結(jié)果顯示，今天宇宙中星系的分布是從早期宇宙中物質(zhì)的分布演化而來的，在相互關(guān)系中呈現(xiàn)出相同的聲音視界碰撞。通過這種關(guān)聯(lián)的角度尺度推斷出與擁有超新星的同類星系的距離，得到的哈勃常數(shù)值較低，與 CMB 一致。

在眾多嘗試解釋哈勃張力的探索中，早期暗能量這一概念應(yīng)運而生。Kamionkowski 和他當(dāng)時的研究生 Tanvi Karwal 在 2016 年率先開啟了這一領(lǐng)域的探索之旅。早期宇宙的膨脹率取決于當(dāng)時宇宙中所有物質(zhì)的密度。在標(biāo)準(zhǔn)的宇宙學(xué)模型中，包含光子、暗能量、暗物質(zhì)、中微子、質(zhì)子、電子和氦核等成分。但倘若存在一種新的物質(zhì)成分——早期暗能量，其密度大約是當(dāng)時所有其他物質(zhì)密度的 10%，然后逐漸衰減，那將會發(fā)生什么呢？

早期暗能量最明顯的形式是一種充滿空間的場，類似于電磁場。當(dāng)宇宙處于幼年時期，這個場會增加空間的負(fù)壓能量密度，產(chǎn)生與重力相反的效果，推動空間加速膨脹。有兩種類型的場可以滿足這一要求。最簡單的選擇是所謂的緩慢滾動標(biāo)量場。這個場以勢能形式的能量密度起始，就如同靜止在山頂上。隨著時間的推移，場會向山下滾動，其勢能逐漸轉(zhuǎn)化為動能。由于動能對宇宙膨脹的影響與勢能不同，隨著時間流逝，動能的影響將逐漸難以察覺。

另一種選擇是早期暗能量場快速振蕩。這個場會迅速在勢能和動能之間轉(zhuǎn)換，如同從一座山滾入山谷，再爬上另一座山，如此循環(huán)往復(fù)。若起始勢選擇恰當(dāng)，那么平均值會導(dǎo)致勢能大于動能的整體能量密度。換言之，這種情況下會對宇宙產(chǎn)生負(fù)壓力（如同暗能量），而非正壓力（如普通物質(zhì)）。這種更為復(fù)雜的振蕩場景并非必需，但它可能引發(fā)各種有趣的物理后果。例如，一個振蕩的早期暗能量場可能會產(chǎn)生一些粒子，這些粒子或許會成為新的暗物質(zhì)候選者，或者可能為大型宇宙結(jié)構(gòu)的增長提供額外的種子，這些結(jié)構(gòu)可能在后來的宇宙中逐漸顯現(xiàn)。

在 2016 年提出早期暗能量的初步設(shè)想后，Kamionkowski 和 Karwal 與法國國家科學(xué)研究中心的 Vivian Poulin 以及斯沃斯莫爾學(xué)院的 Tristan L. Smith 共同開發(fā)了將模型預(yù)測與 CMB 數(shù)據(jù)進行比較的工具。鑒于我們對 CMB 已有極為精確的測量，且到目前為止與模型匹配度較高，想要大幅偏離標(biāo)準(zhǔn)的宇宙學(xué)模型并非易事。起初，他們認(rèn)為早期的暗能量可能難以發(fā)揮作用。然而，令人意想不到的是，這項分析找出了幾類模型，它們既能允許較高的哈勃常數(shù)，又依然與 CMB 數(shù)據(jù)高度吻合。

這一充滿希望的開端吸引了眾多科學(xué)家，他們創(chuàng)造了大量早期暗能量模型的變種。在 2018 年，這些模型在匹配 CMB 測量方面表現(xiàn)得與標(biāo)準(zhǔn)模型一樣出色。

但到了 2021 年，來自阿塔卡馬宇宙學(xué)望遠(yuǎn)鏡（ACT）的新的更高分辨率的 CMB 數(shù)據(jù)似乎更傾向于早期暗能量，這進一步激發(fā)了科學(xué)家們的研究熱情。然而，在過去的三年里，來自 ACT 的更多測量和分析，以及來自南極望遠(yuǎn)鏡、暗能量巡天和暗能量光譜儀器的測量和分析，卻得出了更為微妙的結(jié)論。盡管一些分析認(rèn)為早期暗能量仍有存在的可能性，但大多數(shù)結(jié)果似乎更傾向于標(biāo)準(zhǔn)的宇宙學(xué)模型。即便如此，科學(xué)界對于這一問題仍未達成定論：大量可以想象的早期暗能量模型依舊具有可行性。

面對這一復(fù)雜的局面，許多理論家認(rèn)為是時候探索其他思路了。但遺憾的是，目前尚未出現(xiàn)特別引人注目的可行新想法。我們迫切需要找到一些能夠增加年輕宇宙膨脹率、縮小聲音視界從而提高哈勃常數(shù)的方法?；蛟S質(zhì)子和電子在早期以一種與現(xiàn)在不同的方式結(jié)合形成原子；又或許我們遺漏了早期磁場的某些影響、有趣的暗物質(zhì)屬性或者早期宇宙初始條件的微妙之處。宇宙學(xué)家們不得不承認(rèn)，簡單的解釋始終與我們捉迷藏，即便哈勃張力在數(shù)據(jù)中愈發(fā)清晰明確。

為了在這一研究領(lǐng)域取得進一步的突破，我們必須持續(xù)尋找方法來檢驗、核對和測試哈勃常數(shù)的本地值和 CMB 推斷值。天文學(xué)家們正在積極開發(fā)測量本地距離的新策略，以增強基于超新星的方法。例如，以無線電干涉技術(shù)為基礎(chǔ)的類星體距離測量正在不斷取得進展，利用星系表面亮度的波動來測量距離也展現(xiàn)出了良好的前景。還有人試圖利用 II 型超新星和不同種類的紅巨星來測量距離，甚至有人提議利用黑洞和中子星合并產(chǎn)生的引力波信號。此外，科學(xué)家們對利用引力透鏡確定宇宙距離的潛力也充滿興趣。

盡管目前的測量結(jié)果還不夠精確，尚不足以衡量哈勃張力，但我們滿懷期待。當(dāng)維拉·c·魯賓天文臺和南?！じ窭姿埂ち_曼太空望遠(yuǎn)鏡投入使用后，相信我們將會在這一領(lǐng)域取得巨大的進展。雖然目前我們還沒有找到確切的答案，但眾多偉大的問題等待著我們?nèi)ヌ剿?，無數(shù)精彩的實驗正在如火如荼地進行著。宇宙的奧秘如同深邃的海洋，我們雖然只是在海岸邊撿到了一些貝殼，但我們堅信，總有一天，我們能夠潛入那片神秘的深海，揭開宇宙膨脹之謎的最終答案。

在未來的科學(xué)探索之路上，我們將繼續(xù)砥礪前行，借助不斷發(fā)展的科技手段，匯聚全球科學(xué)家的智慧，逐步撥開哈勃張力這團迷霧，探尋早期暗能量的真相，從而更加深入地理解宇宙的起源、演化以及其內(nèi)部的運行機制。每一次新的觀測、每一個新的理論模型，都像是一把小小的鑰匙，或許有一天，它們將共同開啟那扇通往宇宙終極奧秘的大門。我們滿懷希望，期待著那一天的早日到來。

參考資料：Could ‘Early Dark Energy’ Resolve the Mystery of Cosmic Expansion? | Scientific American