新數據再次引發爭論：宇宙的膨脹速度究竟有多快？

將近一個世紀以來，我們一直都知道宇宙正在膨脹。

早在1929年的時候，埃德溫·哈勃基於亨麗愛塔·勒維特和其他人的工作，發現星系正在遠離我們。自那之後，我們想出了一系列方法來測量宇宙的膨脹率。這些方法得出的結果都有一點差異，因此我們至今仍然不知道宇宙究竟膨脹的有多快。

圖1：關於埃德溫·哈勃可閱讀：《是他，改變了我們的宇宙觀》。（California Digital Library）

想要知道宇宙的膨脹速度，我們只要測量一個物理參數，即「哈勃常數」。哈勃常數越大，就代表宇宙的膨脹率越大。知道了哈勃常數的值，也就知道了宇宙年齡。如果你不斷地往過去追溯，宇宙最終會達到一個熾熱和緻密的點，即大爆炸開始的時候。

圖2： 膨脹宇宙的歷史：當我們往回追溯的時候，最終會發現宇宙有一個開端。（圖片來源：NASA / CXC / M. Weiss.）

在宇宙之中，有一種特別的變星叫造父變星，它的光變周期與它的光度成正比，因此可用於測量星系的距離。哈勃通過測量造父變星的亮度得出星系的距離，並結合維斯托·斯里弗的星系紅移資料，他得出了星系的距離和紅移的粗略關係。他發現，距離越遠的星系，紅移越大，因此推測那些星系的退行速率越高。

哈勃最初的計算得出哈勃常數大約為500千米/（秒·百萬秒差距），但這個值直接導致了宇宙學危機。如果哈勃測量的值是對的，那麼宇宙的年齡只有20億年，而地質證據顯示地球的年齡大約為40多億年。地球怎麼可能比宇宙存在的時間還久？

圖3：通過三個步驟，天文學家以前所未有的精確度測量了哈勃常數。（圖片來源：NASA, ESA, A. FEILD , and A. RIESS ）

當然，在那個時候我們對距離的測量精確度遠不如今天。現在，我們對哈勃常數的測量已經越來越精確，這個值被確定在70千米/（秒·百萬秒差距）左右，因此宇宙的年齡為140億年左右。

天文學家發展了不同的方法，利用不同的數據類型來計算哈勃常數，它們都得出類似的結果。這意味著我們確信宇宙正在膨脹，並且我們能夠計算它的膨脹速度。但是，雖然這些不同的方法得出的值大致上都吻合，但並不是完全一致的。

過去我們認為，只要我們不斷地改善測量並進一步減少誤差，這個差異就會消失。但事實上卻揭露了一個新的問題：不同的測量方法給出了不同的膨脹率。這就說明我們對宇宙膨脹的理解或許有誤。

圖4：宇宙距離尺度（紅色）測量的哈勃常數與CMB（綠色）和BAO（藍色）測量的值存在著差異。（圖片來源：「COSMOLOGICAL IMPLICATIONS OF BARYON ACOUSTIC OSCILLATION MEASUREMENTS」, AUBOURG, éRIC ET AL. PHYS.REV. D92 (2015) NO.12, 123516.）

在2016年，諾貝爾物理學得主 Adam Riess 領導的一個小組利用哈勃太空望遠鏡對19個星系中的造父變星和Ia型超新星做出了精確地測量，他們取得了前所未有的精度（不確定性降到了2.4%），得出哈勃常數為73.23 ± 1.74千米/（秒·百萬秒差距）。

（你知道為什麼哈勃踏空望遠鏡要以「哈勃」命名嗎？也許你會以為是為了紀念埃德溫·哈勃，但其實主要的原因是因為哈勃太空望遠鏡的主要任務是測量哈勃常數。）

另一種方法是跟微波背景輻射（CMB）的起伏有關。CMB是大爆炸遺留下來的熱輻射，雖然在整體上CMB的溫度幾乎是均勻的，但在小尺度上溫度有著微小的起伏。當宇宙逐漸膨脹，這些起伏會被拉伸。在圖5你所看到的起伏峰值決定了宇宙的膨脹率，也就可以得到哈勃常數。對 CMB 最精確的測量時來自普朗克衛星，測得的值為 66.93 ± 0.62千米/（秒·百萬秒差距）。另一方面史隆數字巡天（SDSS）和其它項目對大尺度星系團（重子聲學振蕩，BAO）的測量給出的值為 67.6 ± 0.7千米/（秒·百萬秒差距）。CMB和BAO測量的哈勃常數相一致。

圖5：CMB在不同尺度下的溫度起伏。（圖片來源：NASA/WMAP）

不同的方法得出的結果不吻合說明現有的宇宙模型似乎有問題。我們現在的宇宙學模型稱為LCDM模型，包括普通物質、暗物質和暗能量。儘管這些測量結果都是非常精確地，但它們都依賴於一些特定的假設。

而現在，天文學家利用一種新的方法來測量哈勃常數，其結果引起了熱烈的討論。

圖6：遙遠的背景星系發出的光線在經過離我們較近的星系時，光線會被彎曲，這會導致我們看到多個影像。（圖片來源： ALMA (ESO/NRAO/NAOJ), L. CAL?ADA (ESO), Y. HEZAVEH ET AL.）

這個測量哈勃常數的新途徑是通過叫引力透鏡的效應。科學家觀測了五個遙遠的類星體。在每個類星體和地球之間是一個大質量的星系。當光線經過大質量星系時，星系就像透鏡一樣，經過的光線會被彎曲。因此，我們不會只看到一個遙遠類星體的圖像，而是多個圖像（見圖6、7）。

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圖7：引力透鏡效應。（圖片來源：ESA/Hubble, NASA）

由於這些大質量星系的質量不是均勻分布的，因此光線經過它們時彎曲的程度也不同。所以，遙遠類星體的光線到達地球的時間也會因為經過不同的路徑而不同。也就是說有一些類星體的影像會更快的到達我們的視線，有一些則較慢。我們已經在遙遠的超新星上看到這樣效應，這使我們能夠看到一個超新星在幾十年時間裡的多次「即時回放」。

與此同時，類星體的亮度也會發生變化，在不同的時間點上，其影像會發生不同的閃爍，這種閃爍的間隔與光線行進的距離有關。由於光線傳播的時間依賴於宇宙膨脹的速度，科學家通過測量閃爍的間隔就可以計算哈勃常數。

這裡的關鍵在於這種方法不受模型的其它參數所影響，比如普通物質和暗物質的總量。這是一種更直接的測量，因此不依賴於模型的假設。最終給出的哈勃常數為71.9 ± 2.7千米/（秒·百萬秒差距）。

這一結果與天文學家利用造父變星和Ia型超新星測得的值一致，但與CMB的結果有較大的差異。由於這個最新數值較少依賴於模型，這就使我們對現在宇宙學模型產生疑問。為什麼 CMB 和 BAO 的測量數值要比其它的低？我們還不知道答案，雖然這一最新結果令人驚喜，但也沒有解決哈勃常數的謎題。

相關研究文獻：

【1】「H0LiCOW I. H0 Lenses in COSMOGRAIL s Wellspring: Program Overview」， by Suyu et al.

【2】「H0LiCOW II. Spectroscopic survey and galaxy-group identification of the strong gravitational lens system HE 0435?1223」, by Sluse et al.

【3】「H0LiCOW III. Quantifying the effect of mass along the line of sight to the gravitational lens HE 0435?1223 through weighted galaxy counts」, by Rusu et al.

【4】「H0LiCOW IV. Lens mass model of HE 0435?1223 and blind measurement of its time-delay distance for cosmology」, by Wong et al.

【5】「H0LiCOW V. New COSMOGRAIL time delays of HE 0435-1223: H0 to 3.8% precision from strong lensing in a flat ΛCDM model」, by Bonvin et al.