美國(guó)伊利諾伊州芝加哥大學(xué)的天文學(xué)家Wendy Freedman領(lǐng)導(dǎo)的團(tuán)隊(duì)以一種獨(dú)立的觀測(cè)手段測(cè)量了哈勃常數(shù)的數(shù)值，這個(gè)最新的分析結(jié)果已于2019年7月16日對(duì)外公布，并且即將發(fā)表在《天體物理學(xué)報(bào)》（Astrophysical Journal）上[1]。
Freedman的團(tuán)隊(duì)展示了一種利用紅巨星來(lái)測(cè)量宇宙膨脹的技術(shù)。這種技術(shù)有望取代天文學(xué)家們已經(jīng)使用了一個(gè)多世紀(jì)的方法。但是，目前它所測(cè)量出的宇宙膨脹速率落在了兩個(gè)爭(zhēng)議值的中間，無(wú)法解決之前兩種測(cè)量手段獲得的不同結(jié)果所引起的爭(zhēng)端。
“宇宙在這事兒上是在消遣我們嗎？”一名天體物理學(xué)家就此文章發(fā)了這樣一條推特。
Freedman接受《自然》雜志采訪時(shí)說(shuō)：“我們現(xiàn)在正在試圖搞清楚這些到底該怎么整合起來(lái)。”如果無(wú)法解決宇宙膨脹速率的測(cè)量分歧，那么宇宙學(xué)家們用以解讀數(shù)據(jù)的某些基礎(chǔ)理論——諸如對(duì)暗物質(zhì)本質(zhì)的假設(shè)等——或許是錯(cuò)誤的?！盎疚锢砣詰叶礇Q。”Freedman說(shuō)。
1.宇宙的測(cè)速儀
20世紀(jì)20年代，美國(guó)天文學(xué)家埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）等人發(fā)現(xiàn)宇宙膨脹。他們的依據(jù)是大多數(shù)星系都在遠(yuǎn)離銀河系運(yùn)動(dòng)——越遠(yuǎn)的星系退行速度越快。速率和距離的比率大致不變，被稱為哈勃常數(shù)，通常記為H0。哈勃那時(shí)發(fā)現(xiàn)，距離每多一兆秒差距（Mpc，大約3.26兆光年），星系的退行速率就會(huì)增加500千米/秒，所以用“千米每秒每兆秒差距（km/s/ Mpc）”這個(gè)單位時(shí)，哈勃常數(shù)就是500。
過(guò)去幾十年來(lái)，測(cè)量方法逐漸改進(jìn)，天文學(xué)家大幅下調(diào)了哈勃常數(shù)的估計(jì)值。Freedman于上世紀(jì)90年代率先使用哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（以擬合方式）測(cè)量了哈勃常數(shù)，計(jì)算得到了大約72這一數(shù)字，誤差幅度是正負(fù)10%。最近，美國(guó)馬里蘭州的約翰·霍普金斯大學(xué)的物理諾貝爾獎(jiǎng)得主Adam Riess帶領(lǐng)的團(tuán)隊(duì)測(cè)定了至今為止最精確的測(cè)量值74，誤差僅有正負(fù)1.91%。[2]
使用“標(biāo)準(zhǔn)燭光”方法計(jì)算哈勃常數(shù)是通過(guò)建造“宇宙距離階梯”來(lái)確定宇宙中的星系與我們之間的距離，這里涉及三個(gè)步驟：（1）尋找宇宙中的“標(biāo)準(zhǔn)燭光”（造父變星）來(lái)精確測(cè)量我們到鄰近星系的距離；（2）以這些鄰近星系的恒星作為里程標(biāo)記來(lái)測(cè)量包含Ia型超新星的更遙遠(yuǎn)星系的距離；（3）利用測(cè)得的我們到星系之間的距離，以及這些星系發(fā)出的光譜線到達(dá)地球所產(chǎn)生的紅移，來(lái)計(jì)算測(cè)定宇宙膨脹速率。| 圖片來(lái)源：NASA/HUBBLESITE
但是過(guò)去十年里的另一項(xiàng)獨(dú)立研究從中攪局。歐洲空間局“普朗克”空間計(jì)劃的科學(xué)家們測(cè)繪出了大爆炸的遺留輻射圖，即所謂的宇宙微波背景（Cosmic Microwave Background, CMB），并用它來(lái)計(jì)算宇宙的基本性質(zhì)。依據(jù)關(guān)于宇宙的標(biāo)準(zhǔn)理論假設(shè)，他們計(jì)算出的哈勃常數(shù)值為67.8。
歐空局的普朗克（Planck）空間衛(wèi)星通過(guò)精準(zhǔn)觀測(cè)宇宙早期微波背景輻射，并基于早期宇宙學(xué)理論模型和測(cè)量早期宇宙應(yīng)該以多快速率膨脹來(lái)預(yù)測(cè)哈勃常數(shù)的數(shù)值。| 圖片來(lái)源：ESA
67.8和74之間的差距看似小，但是由于兩種觀測(cè)方法均已經(jīng)有所改進(jìn)，這就逐漸產(chǎn)生了統(tǒng)計(jì)上有意義的差異。因此，理論學(xué)家已經(jīng)開始懷疑，上述差異的原因是不是來(lái)自宇宙學(xué)的標(biāo)準(zhǔn)理論——ΛCDM有什么問(wèn)題。
Adam Riess解釋說(shuō)：“這不僅僅是兩個(gè)具有不同結(jié)果的觀測(cè)實(shí)驗(yàn)。我們正在測(cè)量一些完全不同的東西。哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)實(shí)驗(yàn)是在測(cè)量當(dāng)前宇宙的膨脹速率，而普朗克空間衛(wèi)星的觀測(cè)實(shí)驗(yàn)是基于早期宇宙學(xué)理論模型和測(cè)量早期宇宙應(yīng)該以多快速率膨脹而做出的預(yù)測(cè)。這兩個(gè)哈勃常數(shù)值之間的不一樣不是巧合，所以我們非常有可能遺漏了連接兩個(gè)時(shí)代的宇宙學(xué)模型中的某些東西?！?/p>
這個(gè)被稱為ΛCDM（即冷暗物質(zhì)（Cold Dark Matter）加上宇宙學(xué)常數(shù)Λ的宇宙學(xué)標(biāo)準(zhǔn)理論）模型假設(shè)宇宙中存在隱形的冷的暗物質(zhì)粒子，以及被稱之為暗能量的神秘排斥力（以宇宙學(xué)常數(shù)Λ來(lái)代表其效應(yīng)）。但宇宙學(xué)家們一直絞盡腦汁尋找調(diào)整辦法來(lái)略微修正這個(gè)理論模型，使之能在和關(guān)于宇宙的其它一切觀察保持一致的前提下，解決這個(gè)問(wèn)題。“從ΛCDM宇宙學(xué)標(biāo)準(zhǔn)模型里尋找可能的線索很困難，就像是沒(méi)有那種松散的線頭，你一拽就能解開整個(gè)謎團(tuán)?！敝ゼ痈绱髮W(xué)的宇宙學(xué)家Rocky Kolb說(shuō)。
2.尋找“標(biāo)準(zhǔn)燭光”測(cè)量哈勃常數(shù)
現(xiàn)在，F(xiàn)reedman的測(cè)量方法更新了常用的哈勃測(cè)量法中的一個(gè)關(guān)鍵要素，最終得到了落在67.8和74中間69.8這個(gè)值。
測(cè)量哈勃常數(shù)最大的難點(diǎn)在于可靠地測(cè)量各個(gè)星系到我們的距離。哈勃最初的估算法基于對(duì)較近星系的距離所做的測(cè)量。為此，他觀察了一類被稱為“造父變星”的明亮恒星。天文學(xué)家勒維特（Henrietta Swan Leavitt）于20世紀(jì)初葉發(fā)現(xiàn)，這些恒星實(shí)際的亮度是可以預(yù)測(cè)的。因此，通過(guò)測(cè)量它們?cè)谡障喟嫔巷@示出的亮度，她就可以計(jì)算出恒星有多遠(yuǎn)。天文學(xué)家把這種標(biāo)志性星體稱為“標(biāo)準(zhǔn)燭光”。
然而自此之后，天文學(xué)家一直在嘗試尋找比造父變星更好的標(biāo)準(zhǔn)燭光，因?yàn)樵旄缸冃莾A向存在于擁擠、充滿塵埃的區(qū)域，這會(huì)導(dǎo)致對(duì)它們亮度的估算產(chǎn)生誤差?！拔ㄒ粡氐椎慕鉀Q方案是發(fā)展一種獨(dú)立的測(cè)量法。至今為止我們還從未檢驗(yàn)過(guò)造父變星，”Freedman說(shuō)。她職業(yè)生涯中的大部分時(shí)間都用來(lái)改進(jìn)造父變星測(cè)量的準(zhǔn)確和精密程度了?！八浪械臇|西都埋在什么地方?！盞olb說(shuō)。
Freedman和她的同事們完全繞過(guò)了造父變星，而選擇了紅巨星——已經(jīng)膨脹的老年恒星——作為標(biāo)準(zhǔn)燭光，同時(shí)選擇超新星爆發(fā)作為更遠(yuǎn)星系的指示標(biāo)識(shí)。
老年紅巨星是測(cè)量當(dāng)前時(shí)刻宇宙膨脹率的一種新方法的焦點(diǎn)。| 圖片來(lái)源：NASA/ESA/SPL
3.紅巨星的計(jì)算結(jié)果
紅巨星比造父變星要常見得多，很容易在星系的邊緣區(qū)域找到。在這些區(qū)域，恒星之間充分疏離，也沒(méi)有塵埃的問(wèn)題。紅巨星的亮度變化很大，但是當(dāng)我們考慮整個(gè)星系的全部紅巨星族群時(shí)，就有了一個(gè)很好用的特征。紅巨星的亮度在數(shù)百萬(wàn)年的時(shí)間里逐漸增加，直到達(dá)到最亮的那一刻，然后會(huì)突然變暗。如果天文學(xué)家把一大群星體的顏色和亮度畫到圖上，紅巨星會(huì)顯示成一片點(diǎn)云，有著明確的邊界。在那邊界上的星體就可以作為標(biāo)準(zhǔn)燭光。
Freedman團(tuán)隊(duì)使用這個(gè)方法計(jì)算了18個(gè)星系和我們之間的距離，對(duì)哈勃常數(shù)的估算首次達(dá)到了可以和基于造父變星的研究相媲美的精確度。
圖中是Freedman團(tuán)隊(duì)挑選用來(lái)計(jì)算宇宙膨脹速率的星系。他們?cè)谛窍禃炛袑ふ壹t巨星，中間一行圖片是第一行的放大，底下一行是進(jìn)一步放大，其中的黃色圓圈表示紅巨星。| 圖片來(lái)源：NASA, ESA, W. Freedman (University of Chicago), ESO, and the Digitized Sky Survey
Riess說(shuō)，紅巨星研究仍然需要對(duì)星系中的塵埃含量做一定的假設(shè)，特別是這次研究用作一個(gè)基準(zhǔn)錨點(diǎn)的大麥哲倫星云?！肮浪銐m埃含量非常棘手?！盧iess表示，對(duì)于作者們（Freedman團(tuán)隊(duì)成員）的研究方法為什么會(huì)推導(dǎo)出哈勃常數(shù)的一個(gè)較低的估計(jì)值，必然會(huì)有很多討論。
Freedman團(tuán)隊(duì)的研究結(jié)果和“普朗克”觀測(cè)數(shù)據(jù)的預(yù)測(cè)以及Riess的造父變星計(jì)算結(jié)果在統(tǒng)計(jì)上是相容的，也就是說(shuō)，與這兩個(gè)實(shí)驗(yàn)各自計(jì)算的誤差范圍是有所重疊的，而隨著紅巨星數(shù)據(jù)逐漸積累增加，這個(gè)新方法的準(zhǔn)確度也會(huì)相應(yīng)提高。在不久的將來(lái)很快就可能會(huì)勝過(guò)造父變星方法，Kolb說(shuō)。
盡管紅巨星法的測(cè)量值可能會(huì)向其他兩種測(cè)量方法的結(jié)果之一偏移，或者保持不變，且其他兩種測(cè)量方法的結(jié)果向它收斂，但就目前而言，宇宙學(xué)家們還有很多謎團(tuán)要破解。
4.差異的原因
到底要如何解釋宇宙膨脹速率的這些差異呢？
一種被稱為“早期暗能量”理論觀點(diǎn)認(rèn)為，在早期宇宙中出現(xiàn)了一種意想不到的暗能量，這種暗能量如今已經(jīng)占據(jù)了宇宙70%的容量。這個(gè)理論如果是事實(shí)，將表明宇宙的演化就像是由普通物質(zhì)、暗物質(zhì)和暗能量三者共同作用的最簡(jiǎn)單的戲劇。
天文學(xué)家們假設(shè)暗能量存在于大爆炸后的最初幾秒，并將所有物質(zhì)推送到整個(gè)空間，然后宇宙開始初始膨脹。暗能量也可能導(dǎo)致了當(dāng)前的宇宙膨脹速率，這個(gè)理論表明，在大爆炸之后不久，存在著又一次暗能量爆發(fā)，這使得宇宙比天文學(xué)家預(yù)測(cè)的膨脹得更加快速。
另一種觀點(diǎn)則認(rèn)為，宇宙中可能包含一種新的亞原子粒子，這些粒子以接近光速的速度運(yùn)動(dòng)，被統(tǒng)稱為“暗輻射”，包括先前已知的中微子等粒子，它們來(lái)源于核反應(yīng)和放射性衰變。
第三種可能的解釋是，暗物質(zhì)與普通物質(zhì)或輻射的相互作用比先前假設(shè)的更強(qiáng)。
Freedman表示：“哈勃常數(shù)是確定宇宙的絕對(duì)尺度、大小和年齡的關(guān)鍵參數(shù)，是我們量化宇宙如何演化的最直接方式之一。之前觀測(cè)中已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的分歧并沒(méi)有消失，但是這項(xiàng)新證據(jù)表明，對(duì)于是否有一個(gè)令人信服的理由讓我們確信現(xiàn)在的宇宙學(xué)模型里存在某種根本性的缺陷，目前尚不得而知?！?/p>
聯(lián)系客服
