哈勃太空望遠鏡拍攝的PLCK G308.3-20.2星團。對這些星團的研究可以幫助我們了解宇宙的基本信息，例如宇宙中物質的密度。

圖片來源：歐洲空間局（ESA）/哈勃望遠鏡（Hubble），美國國家航天局（NASA）和再電離透鏡群調查（RELICS）

宇宙學的標準模型是目前我們對宇宙所能做的最好描述。但是最新的研究發(fā)現(xiàn)，通過兩種不同的方法來測量宇宙，得到的結果卻不盡相同。如果通過更精確的測量還不能消除這個差異的話，物理學家可能就得修改宇宙學的標準模型了。

德國波鴻魯爾大學（Ruhr University Bochum）的天文學家Hendrik Hildebrandt說：“如果這真的預示了標準模型的崩潰，那將可能是物理學的重大變革?！?/p>

從前幾年，對哈勃常數(shù)（Hubble constant）的兩次獨立計算測量結果不一致開始，人們就已經對標準模型的正確性產生類似擔憂。哈勃常數(shù)指的是宇宙的膨脹速度，哈勃常數(shù)的測量差異則稱為哈勃沖突（Hubble tension）。

對宇宙的測量結果以一個名為“sigma-8”的參數(shù)來描述，而上述測量宇宙結果之間的差異則被稱為“sigma-8沖突（sigma-eight tension）”，它與測量宇宙中物質的密度和聚集的程度有關。為了計算sigma-8，Hildebrandt和他的同事們運用了一種名為“弱引力透鏡”的效應進行測量。在這種效應中，來自遙遠星系的光會因為星系和地球之間物質的引力而稍稍向我們的望遠鏡方向彎曲。

由弱引力透鏡效應產生的變形非常小，幾乎不會改變單個星系的形狀。但如果把天空中成千上萬個星系的形狀平均起來，就會顯示出微弱的透鏡效應。假設星系相對于地球的方向是隨機的，那在沒有弱引力透鏡效應的情況下，它們的平均形狀應該是接近圓形的。但由于這種效應的輕微扭曲，星系的平均形狀則偏向橢圓形。

在觀測天空中星系豐富的區(qū)域時，天文學家可以利用弱引力透鏡效應的這一效果，來估計地球與觀測對象之間物質（包括暗物質）的數(shù)量和分布。也就是說，他們設法測量了宇宙的物質密度。

但要做到精確測量還需要知道每個被研究的星系之間的距離。通常情況下，天文學家通過測量一個星系的光譜紅移來計算它與另一個星系的距離。紅移是指星系的光向光譜中波長較長的紅色光方向偏移的量，紅移越大，表明物體越遠。

然而，在處理數(shù)以百萬計的星系時，測量單個光譜紅移是極其低效的。因此，Hildebrandt的團隊采用了一種名為“測光紅移”的方法，即以不同波長拍攝同一片天空的多幅圖像，波長跨度從光學波段到近紅外波段。研究人員利用這些圖像來估計每個星系的紅移。Hildebrandt說：“它們的測量效果不像傳統(tǒng)的光譜紅移那么好，但它們的效率要高得多”。

在整個分析過程中，研究小組使用了數(shù)百平方度天空的高分辨率圖像（滿月的直徑大約是半度），運用到了9個波長波段，其中包括4個可見光波段和5個近紅外波段。這些觀測涉及到約1500萬個星系，由歐洲南方天文臺（European Southern Observatory）的“千度巡天”計劃（Kilo-Degree Survey, KiDS）和）“VISTA千度紅外星系巡天”計劃（VISTA Kilo-Degree Infrared Galaxy Survey, VIKING）采集，利用的是歐南臺位于智利的帕拉納爾天文臺（Paranal Observatory）的兩臺小型望遠鏡。

VIKING使用近紅外波段對同一天空區(qū)域進行多次觀察，所得的數(shù)據(jù)支持了KiDS的數(shù)據(jù)集。因為一個星系離我們的距離越遠，它遠離我們的速度就越快，所以更多星系發(fā)出的光被紅移到近紅外波段，因而僅僅依靠光學觀測是不夠的。紅外測量則可以捕捉到更多來自這些星系的光，從而更好地估計它們的測光紅移。

為了確保測光紅移盡可能準確，天文學家對少數(shù)相同星系進行光譜紅移測量，并根據(jù)測量結果對測光紅移測量的結果進行了校準。那些光譜紅移是由位于帕拉納爾山的8米口徑甚大望遠鏡（Very Large Telescope）和位于夏威夷莫納克亞山的10米口徑凱克望遠鏡（Keck telescopes）測量得到的。

約翰霍普金斯大學（Johns Hopkins University）的天體物理學家、諾貝爾獎得主Adam Riess對KiDS研究人員的努力表示贊賞。他說：“他們最新的研究結果使用了紅外數(shù)據(jù)，比起一味追求鏡頭的質量和獲得可靠的測光紅移，這可能對于實驗更有效。”

利用覆蓋了大約350平方度天空的綜合數(shù)據(jù)，天文學家估算出參數(shù)sigma-8的值。但他們所得的值與歐洲航天局（European Space Agency）測量得到的值卻不一致。歐洲航天局的sigma-8值是通過他們的普朗克衛(wèi)星（Planck satellite）對宇宙微波背景輻射（cosmic microwave background, CMB）的觀測而測量出的。宇宙微波背景輻射是宇宙中最早的可觀測光，大約在宇宙大爆炸后38萬年時發(fā)出。普朗克衛(wèi)星全方位地繪制了宇宙微波背景輻射的溫度和偏振的變化，宇宙學家則可以利用這張繪制出的圖來計算出早期宇宙的sigma-8值。宇宙學標準模型認為宇宙由5%的普通物質，27%的暗物質和68%的暗能量組成，利用標準模型，他們可以推斷出130億年來宇宙的演化過程，從而估算出現(xiàn)在sigma-8的值。

這就是讓人緊張的地方了。Hildebrandt的弱透鏡研究計算sigma-8約為0.74，而普朗克衛(wèi)星的數(shù)據(jù)計算值卻約為0.81。Hildebrandt說：“大約有百分之一的可能性，這種‘沖突’是一種統(tǒng)計起伏”。統(tǒng)計起伏是數(shù)據(jù)中的隨機噪聲，它可以模擬實際信號，也會隨著數(shù)據(jù)的增加而消失。他說：“這還不是完全得擔心到失眠的事情?！?/p>

現(xiàn)在的確也還沒有定論。這種差異也可能是由于某一方或者雙方在計算中出現(xiàn)的系統(tǒng)性錯誤。在研究人員發(fā)現(xiàn)這些錯誤之后，可能就能消除這種差異。

或者結果也可能不是這樣，正如所謂的“哈勃沖突”。隨著天文測量變得越來越精確，哈勃沖突的統(tǒng)計顯著性只會越來越大，這讓不少焦慮的理論家徹夜難眠。Hildebrandt說：“sigma-8的差異可能會發(fā)生和哈勃沖突相類似的事情，我們也不清楚”。

Riess也帶領團隊利用鄰近宇宙中超新星的測量值來估算哈勃常數(shù)。他把sigma-8沖突比作“哈勃沖突的弟弟或妹妹”?，F(xiàn)在普遍認為哈勃沖突是具有統(tǒng)計顯著性的，只有小于350萬分之一的幾率是意外所致。sigma-8沖突有百分之一的概率是統(tǒng)計失常，就像幾年前哈勃沖突一樣。Riess說：“所以它沒那么重要，但還是值得關注，以尋找可能的聯(lián)系”。

但如果sigma-8沖突上升到與哈勃沖突相同的統(tǒng)計相關性水平，那么重新評估宇宙學標準模型就變得刻不容緩了。到那時，宇宙學家可能就得尋求新的物理學模型，使普朗克衛(wèi)星對sigma-8的預測值與當今宇宙參數(shù)的直接測量值保持一致。Hildebrandt說：“這將是一個令人興奮的走向”。

那個用于修正標準模型的潛在的新物理學模型，可能也會影響到暗能量和暗物質的數(shù)量、性質、相互作用方式，以及其他更奇異的修正。Riess說：“一樣是為了修正哈勃常數(shù)沖突，有些對宇宙模型的理論修正方案使得sigma-8沖突差異更大，有些則消減了差異”。

Hildebrandt也認為目前還沒有明顯的解決方案。他說：“如果有一個令人信服的模型，或許人們都會跟隨它。但現(xiàn)在我認為還沒有。我們這些觀察者真的有責任提升sigma-8沖突的統(tǒng)計顯著性，或者消除這種差異”。

作者

Anil Ananthaswamy

著有《物理學的邊緣》（The Edge of Physics），《那個不在場的人》（The Man Who Wasn’t there），以及最近出版的《同時通過兩扇門：捕捉我們量子現(xiàn)實之謎的優(yōu)雅實驗》（Through Two Doors at Once: The Elegant Experiment That Captures the Enigma of Our Quantum Reality）

翻譯：余遠葭

審校：黃靜

引進來源：科學美國人

引進鏈接：https://www.scientificamerican.com/article/how-heavy-is-the-universe-conflicting-answers-hint-at-new-physics/


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