1916 年，爱因斯坦完成了他的广义相对论，该理论描述了引力怎样改变时空曲率。 除其他外，该理论预测宇宙正在膨胀，埃德温哈勃在 1929 年的观测证实了这一点。从那时起，天文学家一直在更远的空间（并因此回到过去）测量宇宙膨胀的速度– 又名。 哈勃常数。 由于宇宙微波背景 (CMB) 的发现和天文台，这些测量变得越来越准确 哈勃太空望远镜.
天文学家传统上以两种方式做到这一点：直接在本地测量（使用变星和超新星）和间接基于 CMB 和宇宙学模型的红移测量。 不幸的是，这两种方法在过去十年中产生了不同的价值。 因此，天文学家一直在寻找解决这个问题的可能方法，即所谓的“哈勃张力”。 根据一组天体物理学家的新论文，“早期暗能量” 可能是宇宙学家一直在寻找的解决方案。
该研究由 马克·卡米恩科夫斯基，William R. Kenan，物理学和天文学初级教授 约翰霍普金斯大学 (JHU)，以及 亚当·里斯 – JHU 的天体物理学家和彭博特聘教授 太空望远镜科学研究所 （STSCI）。 他们的论文，题为“哈勃张力和早期暗能量”，正在接受审查以在 核与粒子科学年度回顾 (ARNP)。 正如他们在论文中解释的那样，有两种测量宇宙膨胀的方法。
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直接方法包括使用超新星作为“标准蜡烛”（距离标记）在局部尺度上进行测量。 间接方法涉及将 CMB 的测量结果与宇宙学模型进行比较——比如 Lambda 冷暗物质 (LCMD) 模型，其中包括暗物质和暗能量的存在。 不幸的是，这两种方法产生不同的结果，前者产生的值约为每兆秒差距 (Mpc) 73 km/s，而后者产生的值约为 67 km/s Mpc。 正如 Reiss 博士通过电子邮件将其分解为 Universe Today：
“哈勃常数是宇宙膨胀的当前速度。 哈勃张力是你发现的哈勃常数值的差异，当你要么尽可能地测量膨胀率，要么你根据宇宙在大爆炸后的样子加上一个预测它应该具有的值时宇宙应该怎样演化的模型。 这是一个问题，因为如果这两种方式不一致，我们就会认为我们误解了宇宙的某些方面。”
但正如 Reiss 补充的那样，哈勃张力之谜与其说是一个问题，不如说是一个新发现的机会。 到目前为止，已经提供了许多候选人来解释这种差异，从额外辐射的存在、修正的广义相对论 (GR)、 修正牛顿动力学 (MOND)、原始磁场，或在早期宇宙中以不同方式表现的暗物质和暗能量的存在。 这些通常可以分为两类：早期（大爆炸后不久）和晚期解决方案（在宇宙历史上最近）。
后期解决方案假设重组后宇宙中的能量密度——当早期宇宙的电离等离子体产生中性原子时（大爆炸后约 30 万年）——小于标准 LCMB 模型。 与此同时，早期的解决方案假设在重组发生之前能量密度以某种方式增加，因此“声视界”（声波可以传播的共同移动距离）减少。 为了他们的研究，Kamionkowski 和 Kenan 认为早期暗能量 (EDE) 是一个潜在的候选者。
正如 Reiss 解释的那样，EDE 的存在在复合发生之前贡献了宇宙总能量密度的大约 10%。 重组后，能量密度会比其他形式的辐射衰减得更快，从而使宇宙的晚期演化保持不变。 “它会在年轻的宇宙中产生一阵额外的、意想不到的膨胀，如果我们不知道它，就会导致预测值低估真实值，”赖斯说。
使 EDE 优于后期解决方案的原因是后者怎样暗示存在一种流体，该流体可以有效地从无到有地产生能量——这违反了 GR 预测的强能量条件。 更重要的是，这样的模型很难与附近星系中的造父变星和 Ia 型超新星（低红移目标）和遥远星系中的 Ia 型超新星（高红移）的宇宙距离阶梯测量相协调。 简而言之，涉及修改早期宇宙动力学的解决方案似乎最符合既定的宇宙学约束。
正如他们所指出的，虽然越来越多的证据表明 EDE 的存在，但我们目前对 CMB 的测量还不够精确和稳健，无法将 EDE 模型与标准 LCDM 模型区分开来。 向前迈进，需要的是改进本地测量，这将有助于完善哈勃常数并消除任何系统误差。 其次，需要在更小的角度尺度上更精确地测量 CMB 偏振，以测试 EDE 和其他新的物理模型。
正如他们在论文中指出的那样，由于暗能量调查天文台和下一代天文台，这些步骤已经在采取，比如 詹姆斯韦伯太空望远镜 (JWST) 和 ESA 的 欧几里德 使命：
“幸运的是，探索哈勃张力的下一步很明确。 此外，所需的观测基础设施已经到位，因为它在很大程度上与研究（晚期宇宙）暗能量和膨胀的设施相吻合。 最终，我们必须继续探索天体物理学和测量的不确定性。 正如我们在宇宙学中一遍又一遍地了解到的那样，没有单一的子弹——只有通过多种观察途径和紧密结合的校准、交叉校准和一致性检查网络才能得出可靠的结论。”
延伸阅读： arXiv
