探寻宇宙膨胀之谜：哈勃张力与早期暗能量的博弈

作者：黄湘红 段跃初

在广袤无垠的宇宙深处，隐藏着无数令人着迷又困惑的奥秘。宇宙的膨胀速度问题，犹如一团迷雾，困扰着众多科学家，而一种奇特的暗能量形式或许是解开这一谜题的关键钥匙。

回首十五年前，宇宙学标准模型宛如一颗璀璨的明星高悬于科学的天空。它以简洁却极具威力的方式，仅凭借少许关键成分，便能阐释宇宙中诸多奇妙现象。

从星系在浩瀚太空中的分布格局，到宇宙加速膨胀的神秘进程，再到大爆炸遗留的宇宙微波背景那微弱而神秘的辉光亮度波动，这一模型仿佛无所不能。它就像一位智慧的长者，将宇宙的故事娓娓道来。尽管其中包含着暗物质和暗能量这些难以捉摸的奇异元素，但在当时，宇宙学家们仿佛看到了理解宇宙本质的曙光，内心满是相对的欣喜。

然而，时光流转至近十年，平静的宇宙学研究领域被打破。令人烦恼的不一致性如同汹涌的波涛，冲击着原本看似坚不可摧的标准模型。问题的核心聚焦于宇宙空间的膨胀速率。当一群勇敢的天文学家借助观测附近宇宙中的超新星来测量哈勃常数这一膨胀速率的关键指标时，他们惊讶地发现，所得结果与标准模型给出的数值大相径庭。

早在十多年前，哈勃张力首次崭露头角，但彼时，科学界对此莫衷一是。究竟这是真实存在的差异，还是仅仅源于测量误差？这一疑问如同一片阴云，笼罩在科学家们的心头。但随着岁月的积累，数据的不断丰富，这种不一致性愈发根深蒂固。詹姆斯·韦伯太空望远镜传来的最新数据，更是如同一场暴风雨，让这一问题变得愈发棘手。

让我们把时光的指针拨回到 1929 年，那是一个具有里程碑意义的时刻。埃德温·哈勃在加州帕萨迪纳附近的威尔逊山天文台，通过不懈的观测与研究，惊世骇俗地证明了星系都在彼此远离。这一发现如同在平静的湖面投入了一颗巨石，瞬间激起千层浪。当时，众多科学界的巨擘，包括阿尔伯特·爱因斯坦，都秉持着静态宇宙的观点。然而，星系相互分离这一铁证如山的事实，无情地宣告了空间正在不断膨胀。哈勃利用这一惊人的发现，首次尝试计算哈勃常数。但如同蹒跚学步的孩童，初期的探索总是充满坎坷。他最初的估计过高，得出的宇宙年龄甚至比太阳系还年轻。这便是第一次“哈勃张力”的出现。不过，科学的脚步从未停歇。后来，德国天文学家沃尔特·巴德发现了问题的关键所在：哈勃用于估算的遥远星系与他用于校准数据的附近星系包含不同种类的恒星。经过修正，这一问题得以解决。

时间的车轮滚滚向前，来到了 20 世纪 90 年代。哈勃太空望远镜的出现，犹如一把锐利的宝剑，让观测变得更加精准。但新的问题也随之而来。天文台测得的哈勃常数意味着宇宙中最古老的恒星比恒星演化理论所认为的还要古老。这一矛盾再次让科学界陷入沉思。直到 1998 年，宇宙加速膨胀这一震惊世界的发现，如同破晓的曙光，化解了这一矛盾。科学家们由此引入了暗能量这一概念，将其纳入宇宙学的标准模型。自此，宇宙学的研究开启了新的篇章。

从那以后，我们对宇宙起源和演化的认知犹如一幅徐徐展开的壮丽画卷，愈发丰富和清晰。如今，我们能够以前所未有的精确度测量宇宙微波背景——这一宇宙历史最重要的证据。星系分布的测绘范围也比过去扩大了几百倍。用于测量宇宙膨胀历史的超新星数量如繁星般增长，达到了数千颗之多。然而，命运似乎总喜欢捉弄人。尽管我们在宇宙探索的道路上取得了诸多辉煌成就，但对宇宙空间增长速度的估计却始终无法达成一致。

十多年来，基于局部宇宙的哈勃常数测量愈发精确。其主要方法是通过对特定类别 Ia 型超新星的观测。这类超新星在爆发时具有相似的能量输出，这意味着它们拥有相同的内在亮度或光度。通过测量它们的视亮度（即它们在天空中的亮度），我们可以推算出它们与地球的距离。再结合通过测量红移（光向电磁波谱红端移动的量）所获得的速度信息，就能知晓空间膨胀的速度。

天文学家采用一种逐步校准的方法——距离阶梯。他们通过与附近星系的值进行比较来校准 Ia 型超新星的距离测量值。这些附近星系中既有 Ia 型超新星，又有至少一颗造父变星。造父变星是一种特殊的脉动超巨星，其耀斑的时间尺度与其光度紧密相关。早在一个世纪前，亨丽爱塔·斯万·勒维特就发现了这一规律。科学家们通过观察非常近的星系中的造父变星来校准这种周期 - 光度关系，并且可以通过视差法从几何角度测量这些星系的距离。

25 年前，哈勃关键项目完成了这类具有里程碑意义的测量，得出哈勃常数为 H0 = 72.8 公里/秒/百万秒差距。大约十几年前，在里斯领导的 SH0ES 小组和芝加哥大学温迪·l·弗里德曼领导的卡内基·哈勃项目的努力下，这一数值提高到了 74±2.5 千米/秒/百万秒差距。在过去几年中，众多研究不断重复这些测量，并在欧洲航天局盖亚视差天文台的助力下，进一步完善到 73.1。即便我们将距离阶梯中的某些步骤替换为其他恒星距离的估算方法，哈勃常数的变化也微乎其微。若不进行一些不合理的操作或丢弃哈勃空间望远镜的大量数据，哈勃常数很难低于约 70 km/s/Mpc。然而，即便这个最低值，与从宇宙微波背景（CMB）推断的数值相比，仍然偏大，无法用运气不佳来解释。

天文学家们对超新星距离测量可能存在的问题进行了详尽的研究，并开展了众多后续测试，但始终未发现测量中的缺陷。直到最近，一个关键问题聚焦于如何在拥挤的视野中确定造父变星的亮度。在过去，借助哈勃太空望远镜，来自特定造父变星的光会与周围其他恒星的光相互重叠，科学家们不得不借助统计学方法来估算造父变星自身的亮度。但如今，詹姆斯·韦伯太空望远镜以其超高的分辨率重新拍摄了一些造父变星。在 JWST 的镜头下，恒星清晰可辨，不再有光的重叠现象。令人欣喜的是，新的测量结果与哈勃的完全一致。

从 CMB 推断哈勃常数的方法虽稍显复杂，但原理相近。CMB 光在太空中的强度几乎处处相同，但精确测量会发现其强度从一点到另一点存在约十万分之一的微小变化。这种变化模式在肉眼看来相当随机。然而，当我们观察相距约 1 度的两个点（如同天空中两个并排的满月）时，会发现一种奇妙的相关性：它们的强度（温度）可能相似。这一现象的根源在于早期宇宙中声音的传播。

在大爆炸后的最初约 38 万年里，空间充满了由自由质子、电子和光组成的等离子体。大约在 38 万年时，宇宙冷却到足以让电子与质子结合，首次形成中性氢原子。在此之前，电子在空间中自由穿梭，光无法长距离传播。而当电子被束缚在原子中后，光得以自由流动。我们如今观测到的 CMB，便是那时最初的光释放。

在最初的 38 万年里，充满空间的电子 - 质子 - 光等离子体密度的微小变化以声波的形式传播，如同声音在房间里的空气中传播一般。这些声波的精确来源与宇宙早期的量子波动密切相关，它们就像是大爆炸留下的神秘噪音。宇宙声波传播的距离由介质中的声速乘以大爆炸以来的时间决定，我们将这个距离称为声视界。如果在大爆炸时宇宙中的某个地方存在一个特别“响亮”的点，那么它最终将在声视界之外的任何一点被“听到”。当 CMB 光在 38 万年释放时，它被印上了当时声景的强度。因此，CMB 强度的一度标度相关对应于当时声音视界的角度大小。

这个尺度由声音视界与到“最后散射表面”的距离的比率决定。“最后散射表面”本质上是当 CMB 释放时（电子被束缚在原子中的时刻，光第一次可以自由传播），光自释放以来已经传播的距离。如果宇宙的膨胀率越大，那么这个距离就越小，反之亦然。

基于此，天文学家可以利用对声音视界的测量来预测宇宙当前的膨胀速率——哈勃常数。宇宙学的标准模型基于早期宇宙的引力吸引成分预测了声音视界的物理长度，包括暗物质、暗能量、中微子、光子和原子。通过将这一长度与从 CMB 测得的地平线角长度（一度）进行比较，科学家能够推断出哈勃常数的值。然而，令人困惑的是，从 CMB 推断出的数值比利用超新星获得的数值要小 9%。

由于 CMB 推断值比本地值小，一种可能的解释是暗能量密度并非精确的常数，而是随时间缓慢下降（如同一些模型如 quintessence 所提出的）。这样一来，到最后一次散射表面的距离将会减少，从而使基于 CMB 的哈勃常数值下降到与局部观测值相符。反之，如果暗能量密度随时间慢慢增加，那么从 CMB 推断出的哈勃常数会更大，但超新星的测量结果却无法与之匹配。更为棘手的是，这种解释要求能量以某种方式从无到有，这显然违背了能量守恒这一物理学中的神圣原则。即便我们尝试突破常规，想象不遵循能量守恒的模型，却依然无法化解哈勃的张力。这是因为星系巡天的结果显示，今天宇宙中星系的分布是从早期宇宙中物质的分布演化而来的，在相互关系中呈现出相同的声音视界碰撞。通过这种关联的角度尺度推断出与拥有超新星的同类星系的距离，得到的哈勃常数值较低，与 CMB 一致。

在众多尝试解释哈勃张力的探索中，早期暗能量这一概念应运而生。Kamionkowski 和他当时的研究生 Tanvi Karwal 在 2016 年率先开启了这一领域的探索之旅。早期宇宙的膨胀率取决于当时宇宙中所有物质的密度。在标准的宇宙学模型中，包含光子、暗能量、暗物质、中微子、质子、电子和氦核等成分。但倘若存在一种新的物质成分——早期暗能量，其密度大约是当时所有其他物质密度的 10%，然后逐渐衰减，那将会发生什么呢？

早期暗能量最明显的形式是一种充满空间的场，类似于电磁场。当宇宙处于幼年时期，这个场会增加空间的负压能量密度，产生与重力相反的效果，推动空间加速膨胀。有两种类型的场可以满足这一要求。最简单的选择是所谓的缓慢滚动标量场。这个场以势能形式的能量密度起始，就如同静止在山顶上。随着时间的推移，场会向山下滚动，其势能逐渐转化为动能。由于动能对宇宙膨胀的影响与势能不同，随着时间流逝，动能的影响将逐渐难以察觉。

另一种选择是早期暗能量场快速振荡。这个场会迅速在势能和动能之间转换，如同从一座山滚入山谷，再爬上另一座山，如此循环往复。若起始势选择恰当，那么平均值会导致势能大于动能的整体能量密度。换言之，这种情况下会对宇宙产生负压力（如同暗能量），而非正压力（如普通物质）。这种更为复杂的振荡场景并非必需，但它可能引发各种有趣的物理后果。例如，一个振荡的早期暗能量场可能会产生一些粒子，这些粒子或许会成为新的暗物质候选者，或者可能为大型宇宙结构的增长提供额外的种子，这些结构可能在后来的宇宙中逐渐显现。

在 2016 年提出早期暗能量的初步设想后，Kamionkowski 和 Karwal 与法国国家科学研究中心的 Vivian Poulin 以及斯沃斯莫尔学院的 Tristan L. Smith 共同开发了将模型预测与 CMB 数据进行比较的工具。鉴于我们对 CMB 已有极为精确的测量，且到目前为止与模型匹配度较高，想要大幅偏离标准的宇宙学模型并非易事。起初，他们认为早期的暗能量可能难以发挥作用。然而，令人意想不到的是，这项分析找出了几类模型，它们既能允许较高的哈勃常数，又依然与 CMB 数据高度吻合。

这一充满希望的开端吸引了众多科学家，他们创造了大量早期暗能量模型的变种。在 2018 年，这些模型在匹配 CMB 测量方面表现得与标准模型一样出色。

但到了 2021 年，来自阿塔卡马宇宙学望远镜（ACT）的新的更高分辨率的 CMB 数据似乎更倾向于早期暗能量，这进一步激发了科学家们的研究热情。然而，在过去的三年里，来自 ACT 的更多测量和分析，以及来自南极望远镜、暗能量巡天和暗能量光谱仪器的测量和分析，却得出了更为微妙的结论。尽管一些分析认为早期暗能量仍有存在的可能性，但大多数结果似乎更倾向于标准的宇宙学模型。即便如此，科学界对于这一问题仍未达成定论：大量可以想象的早期暗能量模型依旧具有可行性。

面对这一复杂的局面，许多理论家认为是时候探索其他思路了。但遗憾的是，目前尚未出现特别引人注目的可行新想法。我们迫切需要找到一些能够增加年轻宇宙膨胀率、缩小声音视界从而提高哈勃常数的方法。或许质子和电子在早期以一种与现在不同的方式结合形成原子；又或许我们遗漏了早期磁场的某些影响、有趣的暗物质属性或者早期宇宙初始条件的微妙之处。宇宙学家们不得不承认，简单的解释始终与我们捉迷藏，即便哈勃张力在数据中愈发清晰明确。

为了在这一研究领域取得进一步的突破，我们必须持续寻找方法来检验、核对和测试哈勃常数的本地值和 CMB 推断值。天文学家们正在积极开发测量本地距离的新策略，以增强基于超新星的方法。例如，以无线电干涉技术为基础的类星体距离测量正在不断取得进展，利用星系表面亮度的波动来测量距离也展现出了良好的前景。还有人试图利用 II 型超新星和不同种类的红巨星来测量距离，甚至有人提议利用黑洞和中子星合并产生的引力波信号。此外，科学家们对利用引力透镜确定宇宙距离的潜力也充满兴趣。

尽管目前的测量结果还不够精确，尚不足以衡量哈勃张力，但我们满怀期待。当维拉·c·鲁宾天文台和南希·格雷斯·罗曼太空望远镜投入使用后，相信我们将会在这一领域取得巨大的进展。虽然目前我们还没有找到确切的答案，但众多伟大的问题等待着我们去探索，无数精彩的实验正在如火如荼地进行着。宇宙的奥秘如同深邃的海洋，我们虽然只是在海岸边捡到了一些贝壳，但我们坚信，总有一天，我们能够潜入那片神秘的深海，揭开宇宙膨胀之谜的最终答案。

在未来的科学探索之路上，我们将继续砥砺前行，借助不断发展的科技手段，汇聚全球科学家的智慧，逐步拨开哈勃张力这团迷雾，探寻早期暗能量的真相，从而更加深入地理解宇宙的起源、演化以及其内部的运行机制。每一次新的观测、每一个新的理论模型，都像是一把小小的钥匙，或许有一天，它们将共同开启那扇通往宇宙终极奥秘的大门。我们满怀希望，期待着那一天的早日到来。

参考资料：Could ‘Early Dark Energy’ Resolve the Mystery of Cosmic Expansion? | Scientific American