宇宙膨胀有多快？我们宇宙邻域中的物质聚集程度如何？科学家使用两种方法来回答这些问题。一种方法是观察早期宇宙并推断到现在，另一种方法是直接观察附近的宇宙。但问题在于，这两种方法始终得出不同的答案。对于这些差异，最简单的解释仅仅是我们的测量可能存在某种错误，但研究人员越来越倾向于另一种更令人叹为观止的可能性：这两种紧张关系——期望与观察之间，早期宇宙与晚期宇宙之间——可能反映了宇宙学标准模型中的一些深层缺陷，该模型概括了我们对宇宙的知识和假设。找到并修复这个缺陷可能会改变我们对宇宙的理解。
无论如何，随着新的太空和地面望远镜为天文学家提供更清晰的宇宙视野，答案似乎肯定会在未来十年内出现。“追求这些紧张关系是了解宇宙的好方法，”约翰·霍普金斯大学的天体物理学家和诺贝尔奖获得者亚当·里斯说。“它们使我们能够将实验重点放在非常具体的测试上，而不是仅仅进行一次普通的捕鱼式考察。”
里斯预计，这些新的望远镜即将迎来第三代精确宇宙学。第一代出现在 1990 年代和 2000 年代初期，包括哈勃太空望远镜和 NASA 的 WMAP 卫星，它们锐化了我们对宇宙最古老的光——宇宙微波背景 (CMB) 的测量。第一代宇宙学也受到了智利的 8 米级望远镜和夏威夷的双 10 米凯克巨型望远镜的影响。
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总的来说，这些天文台帮助科学家们构建了宇宙学标准模型，该模型认为宇宙是由 5% 的普通物质、27% 的暗物质和 68% 的暗能量组成的混合物。该模型可以出乎意料地准确地解释我们观察到的大多数关于星系、星系团和其他大规模结构及其在宇宙时间中的演化的现象。具有讽刺意味的是，该模型因其自身的成功而突显了我们不知道的东西：宇宙 95% 的确切性质。
在欧洲航天局的普朗克卫星和各种地面望远镜对 CMB 进行更精确的测量推动下，第二代精确宇宙学支持了标准模型，但也揭示了紧张关系。焦点转移到减少所谓的系统误差：由于实验或设备设计中的缺陷而产生的可重复误差。
第三代精确宇宙学现在才开始随着哈勃望远镜的继任者詹姆斯·韦伯太空望远镜 (JWST) 的成功发射和深空部署而登上舞台。在地球上，智利阿塔卡玛沙漠的西蒙斯天文台和 CMB-S4 等射电望远镜阵列，以及未来由 21 个天线和 50 万个低温冷却探测器组成的集合体（将分布在阿塔卡玛和南极的站点），应该能够以超越普朗克卫星的精度进行 CMB 测量。
第三代宇宙学的核心将是凝视广阔天空区域的望远镜。其中第一个是欧空局的 1.2 米欧几里得太空望远镜，它于 2023 年 7 月发射。欧几里得将研究数十亿星系的形状和分布，其视野范围约为天空的三分之一。它的观测将与 NASA 的南希·格雷斯·罗曼太空望远镜的观测结果相吻合，后者是一架 2.4 米望远镜，视场角比哈勃望远镜大 100 倍左右，计划于 2026 年或 2027 年发射。最后，当位于智利的地面维拉·C·鲁宾天文台在 2020 年代中期开始运行时，它将使用其 8.4 米的镜子和 30 亿像素的相机（有史以来为天文学建造的最大的相机）每隔几个晚上绘制整个头顶天空的地图。“我们不会受到噪声和系统误差的限制，因为这些都是独立的天文台，”耶鲁大学天体物理学家普里亚姆瓦达·纳塔拉詹说。“即使我们的框架中存在系统误差，我们也应该能够弄清楚。”
标定距离阶梯
里斯希望看到哈勃常数张力的解决，这种张力源于对哈勃常数 H0（宇宙膨胀速度）值的不同估计。里斯领导着一个名为 Supernovae, H0, for the Equation of State of Dark Energy (SH0ES) 的项目。目标是测量 H0，从所谓的宇宙距离阶梯的第一级开始，这是一个衡量越来越大的天体范围的方法体系。
第一级——与最近的宇宙物体有关的一级——依赖于确定到称为造父变星的特殊恒星的距离，这些恒星的脉动与其内在光度成正比。脉动越长，造父变星越亮。变异性和光度之间的这种关系使造父变星成为确定银河系和附近星系周围距离的基准“标准烛光”。它们也构成了宇宙距离阶梯第二级的基础，天文学家在第二级中通过将造父变星导出的估计值与另一组更强大的标准烛光（称为 Ia 型（发音为“one A”）超新星或 SNe Ia）的估计值进行比较来测量到更遥远星系的距离。
南极望远镜的夜景，它是绘制宇宙微波背景模式的几个射电天文台之一。图片来源： Danvis Collection/Alamy Stock Photo
更进一步，天文学家在更遥远的星系中定位 SNe Ia，利用它们建立距离与星系红移之间的关系，红移是衡量星系远离我们速度的指标。结果是对 H0 的估计。
里斯说，在 2021 年 12 月，“在对该主题进行了几年的深入研究之后”，SH0ES 团队和 Pantheon+ 团队（后者编制了 Ia 型超新星的大型数据集）宣布了对他们合并数据的近 70 种不同分析的结果。数据包括对 37 个包含 42 颗 Ia 型超新星的宿主星系中的造父变星的观测，是 SH0ES 在 2016 年研究的超新星数量的两倍多。里斯和他的合著者怀疑这项研究代表了哈勃的最后立场，这架神圣的望远镜帮助他们攀登宇宙尺度更高位置的能力的极限。超新星集现在包括“我们所知的在 1980 年至 2021 年间在附近宇宙中观测到的所有合适的 SNe Ia”。在他们的分析中，H0 的值为每兆秒差距 73.04 ± 1.04 公里/秒。
这个数字与另一种完全不同的方法获得的值相差甚远，这种方法着眼于宇宙历史的另一端——所谓的复合时期，即宇宙在大爆炸后约 38 万年变得对光透明的时期。来自这个时期的光，由于宇宙随后的膨胀而被拉伸到微波波长，可以作为普遍存在的宇宙微波背景被探测到。CMB 的温度和偏振的微小波动捕捉到一个重要的信号：声波从宇宙几乎开始到复合时期所传播的距离。
这个长度是精确宇宙学的一个有用指标，可以通过使用标准 LCDM 模型外推到当今宇宙来估计 H0 的值。（L 代表 lambda 或暗能量，CDM 代表冷暗物质；“冷”指的是暗物质粒子相对缓慢移动的假设。）2021 年发表的一项分析结合了普朗克卫星和两个地面仪器（阿塔卡玛宇宙学望远镜和南极望远镜）的数据，得出的 H0 值为 67.49 ± 0.53。
两个估计值之间的差异具有五个西格玛的统计显着性，这意味着它仅有百万分之一的可能性是统计上的偶然事件。“这当然是人们应该认真对待的水平，”里斯说。“而且他们已经这样做了。”
詹姆斯·韦伯太空望远镜的艺术家概念图，它刚刚开始对早期和当前宇宙进行突破性研究。图片来源： NASA/GSFC/CIL/Adriana Manrique Gutierrez
宇宙有多么团块化？
研究人员开始认真对待的另一个张力涉及一个称为 S8 的宇宙参数，它取决于宇宙中物质的密度以及物质是聚集在一起而不是均匀分布的程度。S8 的估计值也涉及，一方面，CMB 的测量，另一方面，局部宇宙的测量。使用 LCDM 外推的早期宇宙中 CMB 导出的 S8 值，得出的当今值约为 0.834。
局部宇宙对 S8 的测量涉及多种不同的方法。其中最严格的方法是所谓的弱引力透镜观测，它测量天空大片区域中数百万个星系的平均形状如何受到介入的暗物质和普通物质浓度引力影响的扭曲。天文学家使用了千度巡天的数据，该巡天将其天空覆盖范围从 350 平方度增加了一倍以上，达到 777 平方度（相比之下，满月仅跨越半度），并估计 S8 约为 0.759。早期和晚期宇宙对 S8 的估计值之间的张力从 2019 年的 2.5 西格玛增加到 3 西格玛（或 740 分之一的机会是偶然事件）。“这种张力不会消失，”德国波鸿鲁尔大学的天文学家亨德里克·希尔德布兰特说。“它已经变得更加顽固。”
还有另一种方法可以得出 S8 的值：通过计算某个空间体积中最大质量星系团的数量。天文学家可以直接做到这一点——例如，通过使用引力透镜。他们还可以通过研究星系团在宇宙微波背景上的印记来计算星系团的数量，这要归功于一种称为 Sunyaev-Zeldovich 效应的现象。（这种效应会导致 CMB 光子在星系团中热电子上散射，从而在 CMB 中产生与星系团质量成正比的阴影。）
一项使用南极望远镜数据的 2019 年详细研究估计 S8 为 0.749——再次，与基于 CMB+LCDM 的估计值相差甚远。纳塔拉詹说，如果对这些星系团质量的估计值错误了大约 40% 到 50%，这些数字就可以协调一致，尽管她认为这种大幅修正不太可能。“我们在测量游戏中并没有那么糟糕，”她说。“因此，这是另一种内部不一致，另一种指向其他事物的异常现象。”
打破张力
鉴于这些张力，宇宙学家焦急地等待来自新一代天文台的新鲜数据也就不足为奇了。例如，普林斯顿大学的大卫·斯珀格尔渴望天文学家使用 JWST 研究所谓的红巨星分支中最亮的恒星。这些恒星具有众所周知的光度，可以用作测量星系距离的标准烛光——如果你愿意，它是宇宙阶梯上独立的一级。2019 年，芝加哥大学的温迪·弗里德曼和她的同事使用这项技术估算了 H0，发现他们的值恰好位于早期和晚期宇宙估计值之间。“当前红巨星分支数据尖端的误差条是这样的，它们与两种可能性都一致，”斯珀格尔说。天文学家还计划使用 JWST 重新校准哈勃望远镜调查的造父变星，并且该望远镜还将通过瞄准米拉变星（与造父变星一样，米拉变星具有对宇宙制图有用的光度-周期性关系）来帮助为距离阶梯创建另一个新的等级。
JWST 可能会解决或加强 H0 张力，而来自欧几里得、罗曼和鲁宾天文台的广域巡天数据可以通过研究物质的聚集和团块来对 S8 张力做同样的事情。来自这三个望远镜的预期数据量之大将大大减少 S8 的误差条。“统计数据将会大幅提升，”纳塔拉詹说。
与此同时，理论家们已经对双重张力感到非常兴奋。“这对理论家来说是一个游乐场，”里斯说。“你投入一些实际观察到的张力，他们比我们玩得更开心。”
最近引起极大兴趣的理论观点之一是所谓的早期暗能量 (EDE)。在规范的 LCDM 模型中，暗能量在宇宙历史中相对较晚才开始主导宇宙，大约在 50 亿年前。但是，斯珀格尔说，“我们不知道为什么暗能量是当今宇宙的主要组成部分。因为我们不知道为什么它今天很重要，所以它也可能在早期很重要。”这部分是更早地（在复合时期之前）调用暗能量效应的理由。即使暗能量在那些时期仅占宇宙能量预算的 10%，也足以加速宇宙膨胀的早期阶段，导致复合更早发生并缩小原始声波传播的距离。最终效果将是缓解 H0 张力。
“我对这些模型最感兴趣的是它们可能是错误的，”斯珀格尔说。宇宙学家的 EDE 模型对 CMB 光子中由此产生的 EDE 调制模式做出了预测。2022 年 2 月，巴黎索邦大学普朗克合作组织的成员西尔维娅·加利和她的同事发表了一项对普朗克卫星和地面 CMB 望远镜观测结果的分析，表明它们在统计上略微倾向于 EDE 而不是 LCDM。确认或驳斥这一初步结果将需要更多更好的数据——这些数据可能来自同一地面 CMB 望远镜的观测。但是，即使 EDE 模型被证明更合适并解决了 H0 张力，它们也几乎无助于缓解来自 S8 的张力。
S8 的潜在解决方案表现出与 H0 类似的令人烦恼的缺乏重叠。2022 年 3 月，阿姆斯特丹大学的吉列尔莫·佛朗哥·阿贝兰和他的同事在《物理评论 D》上发表了一项研究，表明冷暗物质粒子假设性地衰变为一个大质量粒子和一个“温暖”的无质量粒子可以缓解 S8 张力。这种机制将降低 CMB 外推法产生的 S8 值，使其更符合晚期宇宙的测量结果。不幸的是，它并没有解决 H0 张力。“这似乎是一种稳健的模式：无论你提出什么模型来解决 H0 张力，都会使 S8 张力变得更糟，反之亦然，”希尔德布兰特说。“有一些模型至少不会使另一种张力变得更糟，但[它们]也没有太大改善。”
“我们遗漏了一些东西”
一旦获得新的数据，斯珀格尔预见了几种可能的场景。首先，新的 CMB 数据可能与早期暗能量一致，从而解决 H0 张力，而即将到来的巡天望远镜观测可以分别缓解 S8 张力。这将是早期暗能量模型的胜利——并将构成我们对宇宙历史开篇章节理解的重大转变。H0 和 S8 张力也可能都倾向于 LCDM 解决——这是宇宙学标准模型的胜利，对于希望取得范式转变突破的宇宙学家来说，这可能是一场苦乐参半的胜利。当然，也可能结果是两种张力都没有解决。“第三种结果是，随着数据的改进，两种张力都变得越来越重要——而早期暗能量不是答案，”斯珀格尔说。那么，LCDM 可能必须以不同的方式进行修改，尽管如何修改尚不清楚。
纳塔拉詹认为，这些张力和差异可能是在告诉我们，LCDM 仅仅是一种“有效理论”，这是一个技术术语，意思是它可以准确地解释当前宇宙观测概要的某个子集。“也许真正发生的是存在一个潜在的、更复杂的理论，”她说。“而 LCDM 就是这个[有效]理论，它似乎拥有大部分关键成分。对于我们之前拥有的观测探测水平而言，这种有效理论就足够了。”但时代在变化，来自精确宇宙学第三代强大天文台的数据洪流可能需要更具创造性和更精细的理论。
当然，理论家们很乐意效劳。例如，斯珀格尔推测，如果早期暗能量可以与暗物质相互作用（在 LCDM 中，暗能量和暗物质不相互作用），那么这种安排可以抑制早期宇宙中物质的波动，从而在解决 S8 张力的同时解决 H0 张力。“这使得模型更加巴洛克式，”斯珀格尔说，“但也许这就是自然界所要求的。”
作为一名观测天文学家，希尔德布兰特持谨慎态度。“如果有一个令人信服的模型能够完美地解决这两种张力，我们早就有了下一个标准模型，”他说。“我们现在仍在谈论这些张力并挠头，这只是反映了我们还没有这样的模型这一事实。”里斯同意。“毕竟，这是一个使用基于对物理学和宇宙的理解的模型的问题，就暗物质和暗能量的性质而言，这种理解大约有 95% 是不完整的，”他说。“认为我们遗漏了一些东西并不疯狂。”