错误测量难成哈勃张力问题的解释答案
一次错误测量被排除作为哈勃常数矛盾问题的解释
该图示展现了当前宇宙晚期（即邻近区域）的膨胀速率测量值与基于早期宇宙观测所推算出的预期值之间的张力。理论上，这两种方法应得出一致的结果，但实际测量结果却存在差异。这一差异被称为哈勃常数张力，图中以早期路径与晚期路径两座桥梁未能对齐来呈现，对应得到的宇宙膨胀速率分别为67千米秒百万秒差距和73千米秒百万秒差距，各自误差均不超过1％。 来源：NOIRLabNSFAURAJ。daSilvaJ。Pollard
在过去的15年里，测量宇宙膨胀率有两种根本不同的方法，一种是通过早期遗迹信号，另一种是距离阶梯法，这两种方法得出的结果不一致。 宇宙微波背景（CMB）和宇宙大尺度结构中留下的遗迹表明，宇宙膨胀率为67千米秒百万秒差距，而距离阶梯法得出的结果是73千米秒百万秒差距，且不确定性足够小，现在这一差异已达到7倍标准差的显著性。 许多人一直希望距离阶梯法存在误差，从而使两种结果达成一致，但一项新的全面分析几乎彻底粉碎了这种解决问题的希望。以下是原因。
该图展示了通过哈勃太空望远镜的造父变星及锚定天体，以及其他子样本（如詹姆斯韦布空间望远镜观测的造父变星或其他类型恒星）与锚定天体所推导出的当前宇宙膨胀率（H₀）的对比。图中还包含了普朗克卫星基于早期遗迹方法（而非距离阶梯法）得出的结果。显然，距离阶梯法与早期遗迹法所得结果并不相互兼容。
不同的测量方法应当得出一致的结果。
一大类早期遗迹方法，涉及宇宙微波背景（CMB）和或重子声学振荡（BAO）（特别关注暗能量光谱仪（DESI）的相关研究成果），都支持宇宙以约67千米秒百万秒差距的速率膨胀。尽管有一些研究团队在距离阶梯测量中得出了异常值（包括宇宙学常数哈勃参数组（CCHP），如倒数第二个数据点所示），但像超新星测距哈勃常数计划（SH0ES）和潘太翁（Pantheon）合作团队等给出的最可靠测量结果倾向于约73千米秒百万秒差距的值，如图中误差线较小的数据点所示。这两组数值在超过5倍标准差的显著水平上存在分歧。 来源：2404。03002
但早期遗迹与距离阶梯方法测得的宇宙膨胀速率结果存在显著差异。
标准烛光（左）和标准尺（右）是天文学家用来测量过去不同时间距离上宇宙空间膨胀情况的两种不同技术。根据诸如光度或角大小等物理量随距离的变化，我们可以推断出宇宙的膨胀历史。标准烛光法需要观测那些在所有宇宙距离上的固有亮度都已知的天体，而标准尺法则需要观测一些特征，比如任意两个星系之间的平均间距（这一间距是在大爆炸早期由重子声学振荡留下的印记），这些特征会随着宇宙的膨胀而演化。 图片来源：美国国家航空航天局喷气推进实验室加州理工学院
早期遗迹法——通过追踪重子声学振荡印记——得到的哈勃常数为67千米秒百万秒差距。
只要望远镜性能足够，我们便能观测宇宙中极其遥远的时空区域；而星系的空间分布所呈现的特定距离尺度——即重子声学振荡尺度——应随宇宙演化呈现出特定规律。这一尺度在宇宙微波背景辐射中体现为清晰的峰与谷结构，在大尺度结构中亦同样可测。该尺度的演化是宇宙早期遗留下来的特征，其所揭示的哈勃常数约为67千米秒兆秒差距，且这一数值在宇宙微波背景辐射和重子声学振荡两种独立观测中高度一致。
距离阶梯法（用于测量距离越来越远的天体）得出的结果是73千米秒百万秒差距。
宇宙距离阶梯的构建始于测量银河系及其卫星星系中单颗恒星（例如造父变星）的视差。随后，我们在邻近星系中识别出具有相同特征的恒星，并利用这些星系中其他可测的距离指示器（例如Ia型超新星）进行校准；再将这类超新星应用于更遥远的宇宙学距离观测。由此，我们得以从本地出发，逐步向外拓展，测定宇宙的膨胀速率。 作者：E。西格尔
有人认为距离阶梯可能存在偏差。
该图展示了在构建距离阶梯时，不同样本选择方式对各类星系平均值（数据点）及不确定度（误差棒大小）的影响。部分星系包含詹姆斯韦布空间望远镜（JWST）数据，部分仅包含哈勃空间望远镜数据；部分使用造父变星作为标准烛光，部分则采用渐近巨星分支星；部分由CCHP团队选定，部分由SH0ES团队选定等。使用完整数据组合的研究所得不确定度最小。普朗克卫星的测量结果仍保持在约67公里秒兆秒差距的最佳拟合值。
一次糟糕的测量结果或校准误差能否完全解释这种矛盾？
这张图展示了大麦哲伦云（左）和小麦哲伦云（右）中造父变星的天文星等（纵轴）与光变周期（横轴）的关系。每幅图分别使用两种韦森海特指数（上排）和三种哈勃滤光片（下排）进行绘制。剔除离群点（小×符号）后，拟合得到周光关系（实线）。 来源：2404。08038，2024年
为测试这一方法，天文学家组建了本地距离网络。
在这一测量哈勃常数（即当今宇宙的膨胀速率）的流程图中，来自本地距离网络超级合作项目的天文学家们指出了一系列路径，每一步均采用多种相互独立的方法。若所有方法所得结果一致，则可排除任一单次测量或校准误差导致当前观测分歧的可能性。 来源：S。Casertano等，《天文与天体物理学报》
他们采用了多种独立的测量技术，以检验是否存在此类误差。
这幅图表展示了哪些被用作锚点、同时包含Ia型超新星和造父变星的星系分别被哈勃太空望远镜和詹姆斯韦布空间望远镜（JWST）成像。通过在完整样本中纳入或排除每个星系，你可以看到每个星系对当前宇宙膨胀率H₀数值的贡献变化。 来源：2408。11770，2024
与传统的视差→造父变星→Ia型超新星观测方法不同，人们正在考虑许多替代方案。
这张结合了哈勃（蓝白暗色调）和阿塔卡马大型毫米亚毫米波阵列（ALMA，红色）观测数据的图像，不仅展示了正在碰撞的星系系统阿普220，还呈现了其双核结构，其中包含来自水分子和羟基超脉泽的明亮辐射。天体脉泽的物理原理与激光相同，但实际上，它们在1958年实验室发明激光之前就已被发现。 图片来源：阿塔卡马大型毫米波亚毫米波阵列（ESONAOJNRAO）美国国家航空航天局欧洲航天局以及哈勃遗产团队（空间望远镜科学研究所美国天文学会）
人们可以从天体物理微波激射源入手。
双星系统通常质量不等、亮度不同，且围绕位于两颗恒星之外的质心运转。只有当它们相对于我们的排列足够接近边缘，如图右侧所示，才会呈现为食双星。间距达数千天文单位（AU）的宽距双星极难进行特征描述。大约35％的恒星存在于双星系统中，一半是单星系统，其余的则处于三星或更复杂的多星系统中。 来源：Zhatt和Stanlekub维基共享资源
分离食双星
在经历核心坍缩超新星爆发的恒星内部区域，一颗中子星开始在核心形成，而外层物质则撞击到它上面，并发生自身的失控聚变反应。在此过程中会产生中子、中微子、辐射以及极其巨大的能量，其中中微子和反中微子会携带核心坍缩超新星爆发所释放能量的大部分逃逸出去。最终，这一残骸会形成中子星还是黑洞，取决于在这一过程中核心剩余的质量有多少。 来源：千万亿次超新星计划橡树岭国家实验室
对于II型超新星
当地球绕太阳在太空中运行时，离地球最近的恒星相对于更遥远的恒星会周期性地出现位置偏移。在日心说模型确立之前，我们并非在寻找以约3亿公里为基线、跨度约6个月的偏移，而是以约1.2万公里为基线、跨度为一晚的偏移：即地球自转时的直径。恒星距离如此遥远，直到后来才首次探测到以3亿公里为基线的视差。如今，我们已经通过相关太空任务测量了数亿颗恒星的视差。 来源：欧洲航天局ATG媒体实验室
不仅仅是视差。
当将人类实际收集的数据应用于局部距离网络社区提出的各类流程方法时，可得到多种测定哈勃常数（即当前宇宙膨胀速率）的途径。如果所有结果都给出相同的数值，则单个错误测量导致哈勃张力的观点便可被排除。
随后可进一步研究米拉变星。
如图所示，由星系演化探测器（GALEX）在紫外波段拍摄的刍藁增二（Mira）恒星，以远超正常速度的速度在星际介质中穿行：其速度约为130千米秒，大约是典型速度的十倍，但仍低于银河系的逃逸速度。刍藁增二的轨迹无法追溯到银河系中心，这表明某种较弱的引力相互作用使其获得了高速推进。然而，除刍藁增二之外，许多恒星已经达到了足以使其从我们的银河系中引力解绑的速度，其中相当一部分恒星的轨迹可以追溯到银河系中心。 图片来源：美国国家航空航天局（NASA）喷气推进实验室加州理工学院（JPLCaltech）C。马丁（加州理工学院）M。塞伯特（欧文斯谷射电天文台）
红巨星分支顶端的恒星
当恒星核心的氢燃料耗尽时，便离开主序阶段，依次经历次巨星、红巨星阶段；随后在核心点燃氦聚变（即红巨星支顶端阶段），继而演化至水平分支；最终，大质量恒星将演化为超巨星，而中小质量恒星则进入渐近巨星支，之后走向生命终点。恒星的质量决定其最终归宿，而核聚变速率则由其内部其他物理性质所决定。
或渐近巨星分支星
变星RS船尾座，其光回波穿透星际云气而闪耀。变星种类繁多，其中一类称为造父变星，既可在银河系内观测，也可在数千万光年外的其他星系中探测到；所有造父变星均表现出周期（即由最暗恢复至最亮所需时间）与光度（即其本身固有的发光强度）之间的确定关系。 图片来源：美国国家航空航天局（NASA）、欧洲航天局（ESA）、G。Bacon（空间望远镜科学研究所，STScI）、哈勃遗产团队（STScIAURA）—ESA哈勃合作项目、H。Bond（空间望远镜科学研究所及宾夕法尼亚州立大学）
不仅仅是造父变星。
可用于测定宿主星系距离的方法种类繁多，其中部分方法在此图中有所展示：包括利用造父变星和红巨星支尖端等方法对多个星系开展的距离测量，所用望远镜亦各不相同。此类测量的不确定性所对应的距离模数残差不超过0.04，表明其不确定度极小。 致谢：S。Casertano等，《天文学与天体物理学》，2026年
然后，可以测量表面亮度涨落。
通过优化这张望远镜图像以突出低表面亮度特征，可以发现星系UGC00180周围存在一个巨大的恒星晕，其物质相当于大约40亿颗恒星。当用实际的仪器观测星系时，其表面亮度会出现波动，波动的幅度和频率不仅取决于星系自身的固有属性，还取决于它与我们的距离，这使得天文学家能够利用表面亮度波动来测量宇宙距离。 图片来源：加那利大型望远镜（GTC）加布里埃尔佩雷斯（西班牙天体生物学中心）
银河系旋转速度弥散特性
这段图片展示了欧洲南方天文台可见光和红外巡天望远镜（ESOVISTA）数据（橙色）与阿塔卡马大型毫米亚毫米波阵列（ALMA）数据（蓝色、白色和红色）之间的过渡，后者显示了可见光和红外巡天望远镜清晰呈现出的一个盘状星系的速度分布。这使得此处成像的星系REBELS25成为迄今发现的最早期、最年轻的旋转盘状星系：它形成于宇宙大爆炸后仅7亿年。 版权所有：剑桥天文调查单位（CASU）、加州理工学院（CALET）；图片制作：E。西格尔
对于II型超新星
大约在1667年至1680年间，仙后座方向发生了一次核心坍缩型超新星爆发，距离地球约9000至11000光年。该超新星遗迹于1947年首次在射电波段被探测到，这张甚大阵（VLA）图像展示了来自该遗迹的射电辐射分布。 致谢：L。Rudnick、T。Delaney、J。Keohane与B。Koralesky，图像合成：T。Rector
不仅限于Ia型超新星。
美丽的棒旋星系NGC1015，由哈勃太空望远镜拍摄，其中包含大量造父变星，以及一颗已被观测到的Ia型超新星。这些信息被用于校准更遥远Ia型超新星的光度，而这些遥远超新星所在星系中无法分辨出造父变星。为夯实宇宙距离阶梯，需要大量同时具备恒星尺度和河外尺度测距标志物的衔接星系。
结果平均值为73.5千米秒兆秒差距，不确定性仅为1.1％。
无论采用何种直接（距离阶梯）方法，所得结果均集中在72至75kmsMpc范围内；唯一例外来自CCHP团队，其校准方案曾多次受到质疑，而经独立重新分析后，其结果亦与其余研究趋于一致。需指出的是，尽管其他方法的误差范围可能更大，但其平均值并未发生偏移。
排除任一方法、指标或校准，均不会产生任何变化。
倘若坚持认为哈勃常数张力源于某一种单一的不良方法或校准问题，那么采用逐一剔除这一交叉验证方法——即每次排除一种距离指示器或一类测量方法——应能揭示出结论中的系统性偏差。而上述分析中未观测到显著偏移，足以排除此类单一因素作为根本原因的可能性。
紧张局势仍在持续。一次错误的测量不可能是罪魁祸首。
如果你使用早期遗迹方法（如宇宙微波背景辐射的光，右上图）来测量宇宙的膨胀速率，会得到大约67kmsMpc的数值；而如果你通过构建距离阶梯（左下图），例如利用造父变星和Ia型超新星进行测量，则会得到约73kmsMpc的数值。这一差异正是哈勃张力问题的核心所在。
周一静默时刻（MostlyMuteMonday）通过图像、视觉画面讲述一个天文故事，文字不超过200字。
科学与科技 宇宙膨胀 天文学 宇宙学 暗能量
BY: Ethan Siegel
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参考资料
1.WJ百科全书
2.天文学名词
3.原文来自： https://bigthink.com/starts-with-a-bang/bad-measurement-hubble-tension-explanation/
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