一种奇异的暗能量可能解决宇宙难题

十五年前，宇宙学家们意气风发。简单但非常成功的“宇宙学标准模型”只需几个要素，就能解释我们在宇宙中看到的许多现象。它似乎可以解释今天宇宙中星系的分布、宇宙的加速膨胀以及来自宇宙大爆炸的遗迹光辉——称为宇宙微波背景辐射（CMB）——的亮度波动，而这一切都基于输入模型中的少量数字。当然，它包含一些无法解释的奇异特征，例如暗物质和暗能量，但除此之外，一切都井然有序。宇宙学家们（相对）感到满意。

然而，在过去的十年里，一个令人困扰的不一致性出现了，这种不一致性难以轻易解释，并且可能预示着与标准模型的重大决裂。问题在于空间膨胀速度有多快。当天文学家通过观察附近宇宙中的超新星来测量这种膨胀率（称为哈勃常数）时，他们的结果与标准模型给出的速率不符。

这种“哈勃张力”在十多年前首次被注意到，但当时尚不清楚这种差异是真实存在还是测量误差的结果。然而，随着时间的推移，这种不一致性变得更加根深蒂固，现在已成为原本功能强大的模型中的一个主要难题。来自詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）的最新数据使问题变得更加严重。

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我们两人都深入参与了这场传奇。其中一位（里斯）是暗能量的观察者和共同发现者，暗能量是宇宙学标准模型的最后一块拼图之一。他还率先努力通过观察局部宇宙来确定哈勃常数。另一位（卡米昂科夫斯基）是一位理论家，他帮助弄清楚了如何通过测量 CMB 来计算哈勃常数。最近，他帮助开发了解释这种差异的最有希望的想法之一——一种称为早期暗能量的概念。

一种可能性是，哈勃张力告诉我们，婴儿宇宙的膨胀速度比我们想象的要快。早期暗能量假定，这种额外的膨胀可能是由一种额外的排斥力造成的，这种排斥力当时正在推动空间，但后来消失了。

这个建议终于面临着现实世界的考验，因为实验刚刚开始能够测量早期暗能量可能产生的各种信号。到目前为止，结果好坏参半。但是，随着未来几年新数据的涌入，我们应该更多地了解宇宙的膨胀是否正在偏离我们的预测，以及可能的原因。

宇宙正在膨胀的想法在 1929 年才令人惊讶地出现，当时埃德温·哈勃使用位于加利福尼亚州帕萨迪纳附近的威尔逊山天文台证明，星系都在彼此远离。当时，包括阿尔伯特·爱因斯坦在内的许多科学家都赞成静态宇宙的观点。但是，分离的星系表明空间正在不断膨胀。

如果你将一个膨胀的宇宙在脑海中倒带，你会得出结论，在过去的某个有限时间，空间中的所有物质都将堆积在一起——大爆炸的时刻。膨胀速度越快，从大爆炸到今天的这段时间就越短。哈勃利用这个逻辑首次计算了哈勃常数，但他最初的估计值太高，这意味着宇宙比太阳系还年轻。这是最早的“哈勃张力”，后来德国天文学家沃尔特·巴德发现哈勃用于估计的遥远星系与他用于校准数字的附近星系包含不同类型的恒星时，这个问题得到了解决。

第二次哈勃张力出现在 20 世纪 90 年代，这是哈勃太空望远镜观测结果更加精确的结果。该天文台测量的哈勃常数值暗示宇宙中最古老的恒星比恒星演化理论预测的还要古老。1998 年，宇宙膨胀正在加速的发现解决了这一张力。这一令人震惊的发现促使科学家将暗能量——空空间的能量——添加到宇宙学标准模型中。一旦研究人员了解到宇宙现在的膨胀速度比年轻时快，他们就意识到宇宙一定比之前认为的要老几十亿年。

一种可能的解释是，哈勃张力告诉我们，婴儿宇宙的膨胀速度比我们想象的要快。

从那时起，我们对宇宙的起源和演化的理解发生了巨大的变化。我们现在可以以前所未有的精度测量 CMB——我们关于宇宙历史的最重要的证据——这在千禧年之交是无法想象的。我们已经绘制了宇宙体积中星系的分布图，其体积比当时大数百倍。同样，用于测量膨胀历史的超新星数量已达到数千颗。

然而，我们对空间膨胀速度的估计仍然存在分歧。十多年来，基于局部宇宙的哈勃常数的日益精确的测量，在没有参考标准模型的情况下进行，因此直接测试了其准确性，已经收敛在每兆秒差距（km/s/Mpc）空间 73 公里/秒左右，正负 1。这个数字太大，其估计的不确定性太小，无法与标准模型根据 CMB 数据预测的值兼容：67.5 ± 0.5 km/s/Mpc。

局部测量主要基于对某一类超新星（Ia 型）的观测，这类超新星都以相似的能量输出爆炸，这意味着它们都具有相同的固有亮度，或光度。它们的视亮度（它们在天空中看起来有多亮）是它们与地球距离的代表。将它们的距离与它们的速度（我们通过测量它们的红移（它们的光被红移到电磁频谱的红色端的程度）来获得速度）进行比较，可以告诉我们空间膨胀的速度。

天文学家通过将 Ia 型超新星的距离测量值与附近星系的值进行比较来校准它们，这些附近星系既拥有这种类型的超新星，又至少拥有一颗造父变星——一种脉动超巨星，其闪光的时间尺度与其光度密切相关，这是一个世纪前由亨丽埃塔·斯旺·勒维特发现的事实。科学家们反过来通过观察非常附近的星系中的造父变星来校准这种周期-光度关系，这些星系的距离我们可以通过一种称为视差的方法几何地测量出来。这种逐步校准被称为距离阶梯。

二十五年前，哈勃关键项目对这种测量进行了里程碑式的测量，得出的哈勃常数测量值为H₀ = 72 ± 8 km/s/Mpc。大约十几年前，由于两个独立小组（里斯领导的 SH0ES 团队和芝加哥大学的温迪·L·弗里德曼领导的卡内基哈勃计划）的工作，这个值提高到 74 ± 2.5 km/s/Mpc。在过去的几年里，这些测量结果已被许多研究复制，并在欧洲航天局盖亚视差天文台的帮助下进一步细化到 73 ± 1。即使我们用其他恒星距离估计值替换视差-造父变星-超新星校准序列中的某些步骤，哈勃常数的变化也很小，并且如果不进行令人不安的牵强附会或抛弃大部分哈勃太空望远镜数据，就无法降到 70 km/s/Mpc 以下。然而，即使是这个最低值，也远高于从 CMB 推断出的数字，不能归咎于运气不好。

天文学家已经研究了超新星距离可能存在的长期问题列表，并提出了许多后续测试，但没有一项测试揭示测量中存在缺陷。直到最近，剩下的担忧之一涉及到我们如何在拥挤的视野中确定造父变星的亮度。使用哈勃太空望远镜，来自任何给定造父变星的一些光线与来自附近其他恒星的光线重叠，因此科学家不得不使用统计方法来估计造父变星的单独亮度。然而，最近，JWST 使我们能够以显著提高的分辨率对其中一些造父变星进行重新成像。使用 JWST，恒星被非常清晰地分隔开，没有重叠，新的测量结果与哈勃望远镜的测量结果完全一致。

从 CMB 推断哈勃常数的方法更复杂一些，但基于相似的原理。CMB 光的强度在空间中几乎处处相同。然而，精确的测量表明，强度从一个点到另一个点变化大约为十万分之一。在人眼看来，这种强度变化的模式显得相当随机。然而，如果我们观察相隔约一度（大约是天空中两个满月并排）的两个点，我们就会看到一种相关性：它们的强度（温度）可能相似。这种模式是早期宇宙中声音传播方式的结果。

在大爆炸后最初大约 38 万年的时间里，空间中充满了自由质子、电子和光的等离子体。然而，在大约 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，电子在空间中自由地飞驰，光线在不撞击电子的情况下无法传播很远。此后，电子被束缚在原子中，光线可以自由流动。最初释放的光就是我们今天观察到的 CMB。

在最初的 38 万年里，填充空间的电子-质子-光等离子体密度的微小变化像声波一样传播，就像声音在房间的空气中传播一样。这些声波的精确起源与早期宇宙的量子涨落有关，但我们认为它们是大爆炸遗留下来的噪声。宇宙学声波传播的距离由介质中的声速乘以自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某个地方恰好有一个特别“响亮”的点，那么最终将在任何距离声视界远的点“听到”它。当 CMB 光在 38 万年时释放时，它被印上了当时声景的强度。因此，CMB 强度中的一度尺度相关性对应于当时声视界的角大小。

该尺度由声视界与“最后散射面”的距离之比决定——基本上，自 CMB 释放时（电子全部束缚在原子中，光线首次可以自由传播的时刻）光线传播了多远。如果宇宙的膨胀率较大，则该距离较小，反之亦然。

因此，天文学家可以使用对声视界的测量来预测宇宙当前的膨胀率——哈勃常数。宇宙学标准模型根据早期宇宙中具有引力吸引力的成分：暗物质、暗能量、中微子、光子和原子，预测了声视界的物理长度。通过将这个长度与从 CMB 测量的视界角长度（一度）进行比较，科学家可以推断出哈勃常数的值。唯一的问题是，这个 CMB 推断值比我们使用超新星获得的数字小约 9%。

如果 CMB 推断值结果大于局部值，我们本可以找到一个相当明显的解释。“最后散射面”的距离也取决于暗能量的性质。如果暗能量密度不是精确恒定的，而是随时间缓慢减小（正如某些模型，例如一种称为精质的模型，提出的那样），那么“最后散射面”的距离将会减小，从而将基于 CMB 的哈勃常数值降低到局部观测到的值。

相反，如果暗能量密度随时间缓慢增加，那么我们就会从 CMB 推断出一个更大的哈勃常数，并且不会与超新星测量结果产生张力。然而，这种解释要求能量以某种方式从虚空中创造出来——违反了能量守恒，这是物理学中的一个神圣原则。即使我们足够反常地想象不尊重能量守恒的模型，我们似乎仍然无法解决哈勃张力。原因与星系巡天有关。今天宇宙中星系的分布是从早期宇宙中物质的分布演变而来的，因此在其相关性中也表现出相同的声视界凸起。该相关性的角度尺度也使我们能够推断出与超新星宿主星系相同类型的星系的距离，而这些距离（使用与 CMB 相同的声视界）为我们提供了较低的哈勃常数值，与 CMB 一致。

我们不得不得出结论，哈勃张力的“后期”解决方案——那些试图改变哈勃常数与 CMB 最后散射面距离之间关系的解决方案——不起作用，或者至少不是全部原因。那么，另一种选择是推测我们对早期宇宙的理解可能缺少某些东西，从而导致声视界更小。早期暗能量是一种可能性。

卡米昂科夫斯基和当时他的研究生坦维·卡瓦尔于 2016 年首次探索了这个想法。早期宇宙的膨胀率由当时宇宙中所有物质的密度决定。在宇宙学标准模型中，这包括光子、暗能量、暗物质、中微子、质子、电子和氦核。但是，如果存在一些新的物质成分——早期暗能量——它的密度大约是当时所有其他物质价值的 10%，然后在后来衰减消失呢？

早期暗能量最明显的形态是场，类似于电磁场，充满空间。当宇宙年轻时，这个场将负压能量密度添加到空间中，其效果是抵抗引力并推动空间加速膨胀。有两种类型的场可以满足要求。最简单的选择是所谓的缓慢滚动标量场。这个场将以势能的形式开始其能量密度——想象它 resting 在山顶上。随着时间的推移，该场将沿着山坡滚动，其势能将转化为动能。动能不会像势能那样影响宇宙的膨胀，因此随着时间的推移，它的影响将不再可观察到。

第二种选择是早期暗能量场快速振荡。这个场将快速地从势能移动到动能，然后再返回，就好像该场正在沿着山坡滚动，进入山谷，爬上另一座山，然后再一遍又一遍地滚下来。如果正确选择起始势能，那么平均值会导致总能量密度具有比动能更多的势能——换句话说，一种产生对抗宇宙的负压（如暗能量所做的那样）而不是正压（如普通物质所做的那样）的情况。这种更复杂的振荡情景不是必需的，但它可以导致各种有趣的物理结果。例如，振荡的早期暗能量场可能会产生可能是新的暗物质候选者的粒子，或者可能为大型宇宙结构的生长提供额外的种子，这些结构可能会在后来的宇宙中显现出来。

在 2016 年首次提出早期暗能量的建议后，卡米昂科夫斯基和卡瓦尔与法国国家科学研究中心 (CNRS) 的薇薇安·普林和斯沃斯莫尔学院的特里斯坦·L·史密斯一起，开发了将模型预测与 CMB 数据进行比较的工具。当我们拥有如此精确的 CMB 测量结果（到目前为止与模型非常吻合）时，很难偏离宇宙学标准模型太多。我们认为早期暗能量实际上会奏效的可能性很小。然而，令我们惊讶的是，分析确定了允许更高的哈勃常数并且仍然很好地拟合 CMB 数据的模型类别。

这个有希望的开端导致其他人创建了早期暗能量模型的各种变体。在 2018 年，这些模型在匹配 CMB 测量结果方面与标准模型的效果大致相同。但是到 2021 年，来自阿塔卡玛宇宙学望远镜 (ACT) 的新的、更高分辨率的 CMB 数据似乎更倾向于早期暗能量而不是标准模型，这吸引了更多科学家转向这个想法。然而，在过去的三年中，来自 ACT 以及南极望远镜、暗能量调查和暗能量光谱仪的更多测量和分析导致了更细致的结论。尽管一些分析仍然让早期暗能量继续存在，但大多数结果似乎都在向宇宙学标准模型收敛。即便如此，陪审团仍在评议中：各种各样可想象的早期暗能量模型仍然可行。

许多理论家认为，现在可能是探索其他想法的时候了。问题在于，没有任何特别引人注目的新想法似乎可行。我们需要一些可以增加早期宇宙膨胀并缩小声视界以提高哈勃常数的东西。也许质子和电子在那个时候以某种不同的方式结合形成原子，或者我们可能遗漏了早期磁场、有趣的暗物质特性或早期宇宙初始条件中的微妙之处的一些影响。宇宙学家会同意，即使哈勃张力变得更加牢固地嵌入数据中，简单的解释仍然难以捉摸。

为了取得进展，我们必须继续寻找方法来仔细审查、检查和测试哈勃常数的局部值和 CMB 推断值。天文学家正在开发策略来衡量局部距离，以扩充基于超新星的方法。例如，基于射电干涉测量技术的类星体距离测量正在进步，并且有望利用星系表面亮度的波动。其他人正在尝试使用 II 型超新星和不同类型的红巨星来测量距离。甚至有人提议使用来自合并黑洞和中子星的引力波信号。我们还对通过引力透镜确定宇宙距离的潜力感到好奇。

尽管目前的结果还不够精确，无法对哈勃张力进行权衡，但我们预计当维拉·C·鲁宾天文台和南希·格雷斯·罗曼太空望远镜上线时，我们将看到巨大的进展。目前我们没有好的答案，但有很多很棒的问题和正在进行的实验。