亚洲二区三区在线,久久久久高清毛片一级,亚洲综合一区二区三区不卡,中文不卡av

我們的宇宙在膨脹，衡量宇宙膨脹率的一個重要“常數”是哈勃常數。有兩種計算哈勃常數的方法：“距離階梯法”與標準宇宙學模型方法。隨著測量精度的提高，兩類方法獲得的哈勃常數卻出現明顯差異。一些人猜測“距離階梯法”的骨干儀器——哈勃空間望遠鏡（HST）——在測量遙遠造父變星時產生一定偏差，使該方法得到的哈勃常數不夠準確。然而，韋布空間望遠鏡（JWST）的最新觀測證明HST的觀測是準確的。因此，哈勃常數問題依然沒有被解決。是距離階梯法中某個環節出現了問題，還是標準宇宙學模型出了問題？

撰文 | 王善欽

最近，2011年諾貝爾獎得主里斯（Adam Riess，1969-）的團隊宣布[1]：韋布空間望遠鏡（JWST）的觀測證實，使用“距離階梯法”得到的哈勃常數（Hubble constant）確實與宇宙學標準模型得到的哈勃常數不一致。兩種方法得到的哈勃常數不一致，被稱為 “Hubble tension”，可以被翻譯為“哈勃沖突”。

那么，什么是哈勃常數？如何測量哈勃常數？“哈勃沖突”是如何產生的？如果確實存在“哈勃沖突”，那將意味著什么？

哈勃常數

1929年，哈勃（Edwin Hubble，1889–1953）測定了24個星系的距離，并與斯里弗（Vesto Slipher，1875-1969）此前測出的其中20個星系的速度，以及赫馬遜（Milton Humason，1891-1972，哈勃當時的助手）測出的另4個星系的速度進行對比。

手持星系照片的哈勃。圖片來源：公共版權

哈勃發現星系的退行速度與其距離成正比，這就是“哈勃定律”[2]。哈勃得到的結果讓人們意識到宇宙在膨脹。[注1]

哈勃得到的星系的速度-距離圖，二者基本上成正比。圖片來源：參考文獻[2]。

以km s^（-1）為速度單位，以兆秒差距（Mpc，即326萬光年）為距離單位，將速度除以距離，得到的比例常數后來被稱為“哈勃常數”，用符號“H”表示。哈勃當時算出的哈勃常數大約為550，其物理意義是：距離我們326萬光年的一個物體（比如星系）以550 km s（-1）的速度遠離我們。而更遠的宇宙中的物體，以更大的速度遠離我們。因此，哈勃常數被用以描述宇宙膨脹的快慢。

哈勃常數本質上是“速度除以距離”。那么它的倒數就是“距離除以速度”，即時間。因此，哈勃常數還與宇宙年齡密切相關：假設宇宙勻速膨脹，哈勃常數的倒數——“哈勃時間”——等于宇宙年齡（由于宇宙并不是勻速地膨脹，因此二者之間有差異；但巧的是，二者差異不大，都是約140億年）。

哈勃常數H并不是真的常數，因為它在宇宙不同年齡時不同。我們后面所討論的哈勃常數都是根據各種方法推出的“當前的哈勃常數”，用H0表示。

如何計算哈勃常數：距離階梯法

早期的天文學家使用視差法測量天體的距離。視差法的基本原理是：在不同地方觀測同一個天體，得到兩條視線后，測出兩條視線的夾角，再結合測量地點之間的距離，用三角函數計算出天體距離。夾角的一半被稱為“視差”。[注2]

由于天體很遠，視差的常用單位是角秒（更遠得多的可以用毫角秒甚至微角秒），因此衍生出一個距離單位——秒差距。以地球與太陽的平均距離為基線，如果一個恒星的視差為1角秒，其距離就是1秒差距。1秒差距約等于3.262光年。在光速被確定之前，秒差距是恒星距離的標準單位。[注3]

然而，絕大部分恒星太遠，視差小到無法測量。在地面上一般只能測出幾百光年以內的恒星的視差。對于更遠的距離，天文學家需要使用更強大的工具。1912年，哈佛天文臺默默無聞的女天文學家勒維特（Henrietta Leavitt，1868-1921）根據持續的觀測，發現一個重要規律：造父變星（Cepheid Variables）光度越高，變化周期越大。更精確地說，二者取對數后存在一次函數關系。[3]這就是著名的 “周期-光度關系”（“周光關系”），近些年也被稱為“勒維特關系”。

偉大而長期默默無聞的勒維特與她得到的周光關系。上下兩組點分別代表不同造父變星的最大光度與最小光度，它們都滿足簡單的一次函數關系（見上下兩條線段）。圖片來源：公共版權（左）；參考文獻[3]（右）

造父變星的周期是容易測出的，因此，只要用視差法測出近距離的造父變星的距離（從而得到其光度），就能以它們作為標尺，結合周光關系得到遠距離造父變星的光度（從而得到距離）。

1929年，哈勃正是使用造父變星測出了那24個星系的距離。此后至今，造父變星成為天體測距中至關重要的一種“量天尺”。

造父變星法可以確定出的最遠距離為1億光年左右。更遠的距離要用Ia型超新星來測定。盡管不同的Ia型超新星的最高光度存在差異，但一些人為“修正”方法可以將Ia型超新星改造為“標準化燭光”。如果在某個產生Ia型超新星的近距離星系內確認出造父變星，我們就可以通過測定造父變星的距離，來測出這些Ia型超新星的距離；然后根據“標準化燭光”，測出遠距離的Ia型超新星及其所在的星系（“宿主星系”）的距離。

測量宇宙距離的三種方法：視差法、造父變星法與Ia型超新星法。對于更遠的距離，用造父變星測距，再遠的就用Ia型超新星來測距。圖中虛線小圓表示單純的視差法（舊方法）能夠測出的距離極限，虛線大圓表示結合了造父變星法之后的視差法（新方法）能夠測出的距離極限。小藍點表示短周期造父變星，大藍點表示長周期造父變星。圖片來源：NASA, ESA, A. Feild (STScI), and A. Riess (STScI/JHU)
https://esahubble.org/images/opo1812a/

這樣就形成了一個三級階梯：視差—造父變星—Ia型超新星。雖然這只是眾多距離階梯中的一種，但這個階梯是最強大、最精準的距離階梯。

哈勃當時混淆了兩種造父變星，因此得到的哈勃常數偏大。后來經過不斷修正，這個值在1990年之前被確定為50-100之間，但不確定性較大。1990年升空的哈勃空間望遠鏡（以下簡稱HST）可以測量到大約1萬光年的距離。這使得精確測定哈勃常數成為可能。

天文學家執行了“哈勃空間望遠鏡關鍵計劃”（KP）——通過對造父變星距離的精確測定來計算哈勃常數精確值。2001年，KP得到哈勃常數的值為72，誤差為8。2011年，里斯領銜的團隊根據對9個星系中造父變星的距離測量，計算得到哈勃常數的新數值為73.8，誤差范圍為2.4。這9個星系中，有8個星系曾經被觀測到Ia型超新星爆發。

2013年，蓋亞（Gaia）衛星升空，它可以測量到大約幾萬光年的距離。里斯等人執行了“超新星H0狀態方程”（for Supernova H0 for the Equation of State）項目，簡稱“SH0ES”（酷似“鞋子”的英文SHOES）[4]。“SH0ES”結合HST與蓋亞的觀測，對距離階梯的每一級進行更精確（即誤差更小）的測定。

2022年，里斯等人根據SH0ES項目的觀測，得到哈勃常數為73，誤差為1。

標準宇宙學模型法

計算哈勃常數的另一種方法是使用標準宇宙學模型。該模型假定宇宙中的物質由暗能量、冷暗物質與普通物質構成。其中，暗能量用希臘字母Λ表示，冷暗物質的縮寫為CDM；因此，標準宇宙學模型也被簡稱為ΛCDM模型。

使用標準宇宙學模型擬合宇宙微波背景輻射（cosmic microwave background，CMB）數據，就可以得到哈勃常數與其他重要的宇宙學參數。理論表明，CMB形成于宇宙大爆炸后約38萬年，當時宇宙中的電子與氫離子（質子）復合為中性的氫原子，基本不再與光子相互作用。這些光子因此“脫耦”，成為背景光子，當時它們的溫度約為3000 K。隨著宇宙不斷膨脹，背景光子的波長被拉長約1000倍，能量也因此降低約1000倍，溫度變為約2.725 K，主要集中于微波波段，因此得名宇宙微波背景輻射。

CMB反應了宇宙嬰兒時期的面貌，蘊含著早期宇宙的極重要信息。宇宙學家們用宇宙學模型（ΛCDM模型）擬合CMB數據時，需要用到物質（包括普通物質與冷暗物質）含量、暗能量含量、哈勃常數、宇宙曲率（衡量彎曲程度）等參數。通過擬合，就可以得到這些參數的最佳值、中值與誤差。

探測微波背景輻射的衛星先后有宇宙背景探測器（Cosmic Background Explorer，COBE）、威爾金森微波各向異性探測器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe，WMAP） 衛星與普朗克（Planck）衛星。

上方從左到右分別為COBE、WMAP與普朗克衛星的藝術想象圖。下方分別是根據它們探測到的CMB數據繪制的偽色圖。可以看到，WMAP的數據顯示了比COBE更多的細節，而普朗克得到的數據比WMAP的數據更精細。圖片來源：NASA/JPL-Caltech/ESA

根據早期的WMAP數據，宇宙學家得到的哈勃常數約為72，誤差較大。從2003年開始，從WMAP的數據中擬合出哈勃常數的精度不斷提高。普朗克衛星比WMAP更先進，根據它得到的數值擬合出的哈勃常數比由WMAP的數據得到的數值更準確，誤差也更小。

2020年，普朗克衛星給出的哈勃常數為67.4，誤差為0.5。[5]

兩種方法的矛盾

于是問題出現了，即使都考慮誤差，距離階梯法得到的哈勃常數超過72，而ΛCDM模型得到的哈勃常數則低于68。如果只考慮中值，那二者的差異更明顯，由前者推斷出的宇宙膨脹速度比后者的推斷大9%。

這就是文章開頭提到的 “Hubble tension”（哈勃沖突）。

下圖給出了不同年份（橫坐標），用兩種主流方法測出的哈勃常數值。使用距離階梯法（KP、SH0ES、CPH、HST+Gaia2、HST+Gaia）得到的哈勃常數及其誤差范圍用藍色點與誤差棒表示；使用CMB數據（W1、W3、W5、W7、W9、P13、P15、P18、P+S4）得到的哈勃常數及其誤差范圍用紅色點與誤差棒表示。圖中綠色表示根據雙中子星（BNS）合并后產生的引力波測出的哈勃常數。

“哈勃沖突” (Hubble-tension) ：隨著精確度的提高，兩種主流方法得到的哈勃常數的值開始出現明顯差異。圖中的KP代表哈勃關鍵計劃；W代表WMAP，其后數字代表使用其年數的數據；P代表普朗克衛星。BNS現在誤差較大，將來測出15個這樣的事件后，就可能將誤差大大減小。圖片來源：
https://www.researchgate.net/figure/The-Hubble-tension-adapted-from-Beaton-et-al-2016-Freedman-2017-including-the_fig6_329836950

可以看出，早期兩種方法得到的數值存在重疊部分，沒有矛盾。而到了后期，隨著兩種方法的誤差都迅速減小，兩種方法得到的數值不再重疊，出現明顯差異。

JWST的紅外觀測：驚喜還是驚嚇？

針對兩種方法之間不可調和的矛盾，有人認為，隨著距離的增加，造父變星的光與其周圍恒星的光越來越難分開，因此受到附近恒星的光的污染越來越嚴重，導致HST在測定造父變星的光度時產生較大偏差；如果沒有這種偏差，可能就沒有哈勃沖突。

2023年，里斯團隊使用JWST對5個星系進行了觀測，它們都曾經爆發過Ia型超新星，且包含大量造父變星。他們從這些星系中確定出1000多顆造父變星。[5]

這次測量為宇宙學家們帶來了一個好消息與一個壞消息。好消息是：JWST的紅外觀測品質比HST的紅外觀測品質更好；壞消息是：哈勃沖突沒解決，而且以后沒法甩鍋給HST了。

圖中左側為HST的第3代寬場相機（Wide Field Camera 3，WFC3）與JWST的近紅外相機（NIRCam）的觀測數據合成NGC 5584的圖像。中間青色星群為二者觀測區域中的恒星，紅色點表示混在其中的造父變星。右上小圖是HST的WFC3合成的圖像，右下小圖是JWST的NIRCam合成的圖像。JWST更清晰的紅外視野可以讓作為目標的造父變星更明顯地與周圍的恒星隔離開來。圖片來源：NASA, ESA, A. Riess (STScI), W. Yuan (STScI)

由于JWST的口徑比HST更大，其分辨率比HST更高，能夠清晰地將HST無法分辨出的眾多光點分辨出來，使測光更精確。因此，JWST測出的造父變星的誤差比HST得到的誤差更小。

JWST的更精確觀測表明此前的HST的觀測雖然有較大誤差，但并沒有偏差，因為它測出的數值的中值與JWST得到的中值是幾乎一致的，因此HST此前的觀測是準確的[5]。哈勃沖突依然存在。

不同的造父變星的周期（橫坐標）與亮度（縱坐標，用星等表示）關系。紅點來自JWST，灰點來自HST。上圖是Ia型超新星的宿主星系NGC 5584。下圖是已知幾何距離的星系NGC 4258。JWST的觀測誤差明顯小于HST的觀測誤差。由于每張圖中的造父變星分別來自同一個星系，因此同一張圖中的造父變星與地球的距離相同，亮度差異也就衡量了光度差異。圖片來源：NASA, ESA, A. Riess (STScI), and G. Anand (STScI)

如果距離階梯法對哈勃常數的測量確實準確，那ΛCDM模型中的其他參數必須改變，這樣才可以讓這個模型擬合出的哈勃常數等于距離階梯法得到的值。這里的“其他參數”涉及暗能量、暗物質、宇宙曲率，等等。

因此，要想解決這個問題，可能要假設有奇特的暗能量，或奇特的暗物質，或新的相對論性粒子（如奇特的中微子），或者假設宇宙的曲率與零有輕微偏離（即宇宙是輕微彎曲的）。如果這些假設中的任何一個成立，就意味著基礎物理學又要發生新的變革。[4]

如果是距離階梯法出了問題，那就意味著我們必須檢查修正與恒星天文學有關的一些知識了。因此，哈勃沖突對于天文學與宇宙學都是一個挑戰。

“真是個天才”

最后再談談“Hubble tension”（哈勃沖突）這個詞組。它既描述了使用兩大類方法得到的“哈勃常數”之間的沖突（tension），其讀音又與英文中“高血壓”（hypertension）這個詞相近。

我特意查找了Di Valentino等人[6]于2021年發表的長達110頁的關于“哈勃沖突”的綜述論文，但沒有發現里面提到哪篇文獻最早提出“Hubble tension”這個詞組，雖然里面出現了近300次“Hubble tension”。

所以我暫時還不知道誰發明了這個詞組。不過，不管發明“哈勃沖突”這個詞組的人是誰，也不管此人有沒有高血壓，哈勃沖突倒是真會讓一部分有高血壓的宇宙學家因為血壓升高而頭疼。

套用一個網絡熱梗來說：發明“Hubble tension”這個詞組的人真是個天才！

本文完成于2024年3月18日

注釋

[注1] 勒梅特（Georges Lema?tre，1894-1966）結合星系退行的事實，在1927年通過廣義相對論證明宇宙在膨脹，星系的退行速度與距離成正比。2018年，國際天文學聯合會第30屆大會將“哈勃定律”改稱為“哈勃-勒梅特定律”。后來，“哈勃常數”也被稱為“哈勃-勒梅特常數”。為了行文簡潔，我們依然稱之為“哈勃常數”。實際上，勒梅特不僅用到了斯里弗得到的速度數據，也用到哈勃此前測出的星系數據（但數據質量比較差），因此得到了一個很粗糙的正比關系。

[注2]必須注意的是，大多數展示視差法的示意圖只顯示了兩次測量；事實上，這種方法需要多次測定，才可以得到可靠的距離數值。

[注3]即使到現在，絕大多數天文學術論文與學術著作中依然只使用秒差距（以及千秒差距、兆秒差距等更大的單位）作為距離單位。

參考文獻

[1]Riess, A. G., Anand, G. S., Yuan, W., et al. 2024, ApJL, 962, L17. doi:10.3847/2041-8213/ad1ddd

[2]Hubble, E. 1929, Proceedings of the National Academy of Science, 15, 168. doi:10.1073/pnas.15.3.168

[3]Leavitt, H. S. & Pickering, E. C. 1912, Harvard College Observatory Circular, 173

[4]Riess, A. 2023, American Astronomical Society Meeting #241, id. 424.01. Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 55, No. 2 e-id 2023n2i424p01（https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023AAS...24142401R/abstract）

[5]Planck Collaboration, Aghanim, N., Akrami, Y., et al.\ 2020, \aap, 641, A6. doi:10.1051/0004-6361/201833910

[6]Di Valentino, E., Mena, O., Pan, S., et al. 2021, Classical and Quantum Gravity, 38, 153001. doi:10.1088/1361-6382/ac086d

本文受科普中國·星空計劃項目扶持

出品：中國科協科普部

監制：中國科學技術出版社有限公司、北京中科星河文化傳媒有限公司

特 別 提 示

1. 進入『返樸』微信公眾號底部菜單“精品專欄“，可查閱不同主題系列科普文章。

2. 『返樸』提供按月檢索文章功能。關注公眾號，回復四位數組成的年份+月份，如“1903”，可獲取2019年3月的文章索引，以此類推。

版權說明：歡迎個人轉發，任何形式的媒體或機構未經授權，不得轉載和摘編。轉載授權請在「返樸」微信公眾號內聯系后臺。