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我們都知道，宇宙正在膨脹。它的膨脹速率是由一個(gè)重要的常數(shù)給出的，那就是哈勃常數(shù)。自哈勃（Edwin Hubble）在近100年前提出以來，關(guān)于哈勃常數(shù)的精確數(shù)值就爭(zhēng)議不斷。

如今，宇宙學(xué)雖然已經(jīng)步入了精確宇宙學(xué)的時(shí)代，但天文學(xué)家仍舊無法對(duì)其數(shù)值達(dá)成一致的意見，因?yàn)椴煌?/span>（但同樣精確）的方法會(huì)給出兩個(gè)不同的數(shù)值。一種解釋這種差異的可能性，是已建立的宇宙學(xué)標(biāo)準(zhǔn)模型（即ΛCDM）或許有“裂縫”。根據(jù)ΛCDM，宇宙由5%的普通物質(zhì)、27%的暗物質(zhì)和68%的暗能量組成。

為了盡快破解哈勃常數(shù)值的差異之謎，目前天文學(xué)家已經(jīng)在使用不同的方法（包括引力波）開始測(cè)量宇宙的膨脹率。

然而，一波未平一波又起。

由德國(guó)波鴻魯爾大學(xué)的天文學(xué)家希爾德布蘭特（Hendrik Hildebrandt）所帶領(lǐng)的一個(gè)宇宙學(xué)團(tuán)隊(duì)，一直致力于理解宇宙中包含了多少質(zhì)量，以及分析這些質(zhì)量是均勻的分布在空間中，還是會(huì)聚集成簇。

在最新的一項(xiàng)研究中，希爾德布蘭特的團(tuán)隊(duì)通過弱引力透鏡，分析了由天文項(xiàng)目Kilo-Degree Survey（KiDS）收集到的約3100萬(wàn)個(gè)星系之后，發(fā)現(xiàn)了一個(gè)新的差異：宇宙比ΛCDM預(yù)測(cè)的更加均勻。宇宙中的星系、其他和其他物質(zhì)并沒有像它們預(yù)期中的那樣聚集在一起。

更確切地說，這一爭(zhēng)議被稱為Sigma-8爭(zhēng)議，這一參數(shù)反映了宇宙中物質(zhì)的密度，以及物質(zhì)聚集的程度。然而，兩種完全不同的方法卻給出了不一致的值。

宇宙學(xué)家會(huì)應(yīng)用引力透鏡效應(yīng)來給天體稱重。

引力透鏡效應(yīng)指的是，當(dāng)一個(gè)遙遠(yuǎn)星系發(fā)出的光線經(jīng)過介于地球和星系之間的大質(zhì)量天體（如星系團(tuán)）時(shí)，光線會(huì)因?yàn)榇筚|(zhì)量天體的巨大引力而發(fā)生偏折；中間天體的質(zhì)量越大，光束的偏折就越大。因此，當(dāng)一個(gè)星系所發(fā)出的光因引力透鏡效應(yīng)而發(fā)生偏折時(shí)，天文學(xué)家觀測(cè)到的星系位置其實(shí)是有別于它的實(shí)際位置的。如果能夠測(cè)量到偏折，就能推算出天體的質(zhì)量。

但要做到這一點(diǎn)，宇宙學(xué)家必須克服一些障礙。

除了我們可以看到是已經(jīng)發(fā)生了位置移動(dòng)的星系，而不知道它實(shí)際位置在哪里這一難題之外，研究人員還需要知道如何計(jì)算出發(fā)出光的星系、途中偏折了光線的物質(zhì)與地球之間的距離，而這是很難的，因?yàn)槲覀冎荒芸吹教炜盏亩S圖像，很難估計(jì)天體在視線方向上離我們究竟有多遠(yuǎn)。

不過，對(duì)于這些難題，天文學(xué)家們并非完全無計(jì)可施。他們會(huì)對(duì)這樣一個(gè)事實(shí)來加以應(yīng)用，即有大質(zhì)量天體造成的引力透鏡效應(yīng)，并不會(huì)像完美的透鏡那樣使光線發(fā)生偏折，而是會(huì)造成畸變，使得星系的形狀發(fā)生改變。如果知道星系的原本形狀，然后計(jì)算引力透鏡效應(yīng)下的星系形狀與原本形狀的偏差，就能判斷畸變的程度。

但是通常情況下，當(dāng)所涉及到的天體數(shù)量眾多時(shí)，研究人員就無法將這種方法應(yīng)用于每一個(gè)天體，而是要對(duì)大量星系進(jìn)行平均計(jì)算，計(jì)算出它們的平均畸變，這被稱為宇宙切變。利用統(tǒng)計(jì)學(xué)方法，研究人員確定了天空大范圍內(nèi)數(shù)千萬(wàn)個(gè)星系的畸變。在這些結(jié)果的基礎(chǔ)之上，并在知道這些星系與地球的距離的前提下，物理學(xué)家就能得出光的偏折，以及使光發(fā)生偏折天體的質(zhì)量。

在計(jì)算星系離我們多遠(yuǎn)時(shí)，天文學(xué)家會(huì)用到星系的顏色來確定它們的距離。我們知道，當(dāng)來自遙遠(yuǎn)星系的光到達(dá)地球時(shí)，會(huì)向光譜中紅色的部分偏移。宇宙學(xué)家會(huì)在不同波段下拍攝下星系的圖像，例如分別在藍(lán)光、綠光、紅光，以及紅外光范圍內(nèi)進(jìn)行拍攝。然后，再分別確定星系在不同圖像中的亮度。希爾德布蘭特就是進(jìn)行這類分析的專家，并將這種方法應(yīng)用到了KiDS項(xiàng)目上。基于KiDS所收集的數(shù)據(jù)，研究人員計(jì)算出了宇宙中的物質(zhì)密度和聚集趨勢(shì)的綜合值。

然而，希爾德布蘭特等人利用的為引力透鏡效應(yīng)所求得的Sigma-8的數(shù)值，卻與另一種測(cè)量方法所得到的結(jié)果截然不同。第二種方法來自于普朗克衛(wèi)星測(cè)量的宇宙微波背景（CMB）。CMB是可觀測(cè)的最古老的光，產(chǎn)生于大爆炸約38萬(wàn)年后，至今仍然遍布在空間各處。

宇宙學(xué)家通過CMB來計(jì)算早期宇宙Sigma-8的值，接著通過ΛCDM，他們可以推算出今天Sigma-8的值。這一方法給出的值為0.81，而通過宇宙切變得到的數(shù)值為0.76。

之所以會(huì)出現(xiàn)這一差異有幾種可能性，或許是因?yàn)樵谟?jì)算中隱藏著統(tǒng)計(jì)誤差，又或許是因?yàn)?span>ΛCDM出了問題。

如果是后者，那么問題就嚴(yán)重了。ΛCDM是現(xiàn)有的對(duì)宇宙的最好描述，它是以愛因斯坦的廣義相對(duì)論為基礎(chǔ)而發(fā)展起來的，描述了宇宙的起源和演化。大量天文學(xué)研究都需要依賴于這個(gè)模型來對(duì)觀測(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行解釋。

雖然現(xiàn)在就否定宇宙學(xué)的標(biāo)準(zhǔn)模型顯然還為時(shí)過早，因?yàn)閺慕y(tǒng)計(jì)上而言，KiDS的數(shù)據(jù)仍然有概率和普朗克衛(wèi)星的數(shù)據(jù)重疊。不過在希爾德布蘭特的研究中，他們嘗試了用一些標(biāo)準(zhǔn)模型的替代模型來對(duì)數(shù)據(jù)進(jìn)行解釋，并找到了一個(gè)能解釋這種數(shù)值差異的模型。

在替代模型中，標(biāo)準(zhǔn)模型中被用于描述了引力的愛因斯坦的宇宙常數(shù)被暗能量所取代。這種替代模型的特別之處就在于，它的暗能量會(huì)隨著時(shí)間而變化。希爾德布蘭特認(rèn)為這或許是一個(gè)合理的假設(shè)，因?yàn)镃MB起源于大爆炸不久之后的年輕宇宙，而引力透鏡效應(yīng)測(cè)量的是一個(gè)年長(zhǎng)得多的宇宙，在這段時(shí)間里，宇宙中的暗能量可能發(fā)生了變化。

希爾德布蘭特表示，要更好地這種差異，或許還需要以更高的精度來對(duì)數(shù)據(jù)進(jìn)行全面評(píng)估，以此來確定宇宙的物質(zhì)密度。如果更精確的測(cè)量仍不能解決這種差異，物理學(xué)家或許就需要更認(rèn)真地考慮修改標(biāo)準(zhǔn)模型的方案。