双中子星合并，将破解宇宙学最大的矛盾？

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双中子星合并，将破解宇宙学最大的矛盾？是怎么回事，是真的吗？2017年12月20日是本文发布时间是这个时间。下面一起来看看到底怎么回事吧。
                                双中子星合并，将破解宇宙学最大的矛盾？
                               
                                中子星并合发出的引力波，可以帮助我们测出宇宙膨胀的速度。
                               
                               



1929年，美国天文学家埃德温·哈勃首次证实宇宙是在膨胀的，也因此说明了宇宙有一个开端。在此之后，科学家就一直在热切地争论宇宙的膨胀速率。宇宙膨胀速度反映了宇宙的组成（物质、暗能量和辐射会以不同的形式影响宇宙的膨胀）和宇宙的年龄，所以哈勃常数对于理解宇宙起着十分重要的作用。

然而直至今日，对哈勃常数的测量却难以取得令人满意的结果。即使是两种最精确的测量方法，得出的结果也有8%的差值。来自芝加哥大学科维理研究所（Kavli Institute）的宇宙物理学家Dan Scolnic说，这是“宇宙学中现有的最大矛盾”。测量结果的不匹配暗示，或许宇宙学家忽视了某些影响宇宙演化的重要细节。但是要确定真实情况，他们需要对测量手段进行独立检验。

而LIGO和Virgo探测器联合探测到的双中子星合并，也许就是确定哈勃常数所需的独立检测。

在芝加哥大学和LIGO工作，同时也积极参与到新的哈勃常数检验的天体物理学家 Daniel Holz 在邮件中说到：“这次碰撞让我们在宇宙学研究中也能占有一席之地，当我们有更多的观测数据时，便可以期待在这个领域中起到重要作用。”



三种方式（宇宙微波背景辐射、双中子星合并、宇宙距离阶梯）各自测出的哈勃常数

在膨胀的宇宙中，越远的天体，退行速度越快。哈勃常数给出了天体的退行速度。埃德温·哈勃自己估算得出，一个星系与我们的距离每增加百万秒差距（相当于330万光年），其退行速度会增加500km/s。这是一个很粗略的估计；到70年代，天体物理学家认为，每百万秒差距的退行速度变化大概是在50km/s或100km/s，这取决于他们的计算方法。当误差被排除在外时，不同方法求得的数值大概都取在中间值。然而，在过去的一年半中，哈勃常数的争议又被重新提及。这一次，双方的数值分别是67 和73。

73.2：距离测定难题

73这个更大的估计来自于对大量天体的观察，天文学家估算了每一个天体的距离和退行速度。通过观测恒星和星系退行产生的红移（距离越远，辐射波长越长，在可见光波段颜色趋于红色的效应），是一个相对容易的办法。对物体受附近天体引力影响导致的“本动速度”进行校正后，就只剩下由于宇宙膨胀导致的退行速度。

然而，历史经验已经证明，计算哈勃常数所需的另一重要参数——天体距离的测量更为困难。

为了估算天体的距离，天文学家通过建立“宇宙距离阶梯”，用已有的级来校准更远的。他们从用视差的方法（恒星一年中星轨的视运动）推测天体与银河系的距离。通过这一信息，天文学家可以推断造父变星的亮度，这一亮度可以被用来当作“标准烛光”，因为它们发出的光强都是固有亮度。天文学家首先定位临近星系的造父变星，然后用它们来计算星系有多远。随后，通过造父变星校订比标准烛光更明亮、在更远的星系之中也能看见的Ia型超新星。

每一级的校准都会伴随非常大的计算误差。在2016年，一支由太空望远镜科学研究所和约翰霍普金斯大学领导的，名为SH0ES的团队用宇宙距离阶梯的方法，将哈勃常数以2.4%误差限定在了73.2。

67.8：从早期宇宙推演

然而，在这一论文发表的同一年，一支大型团队通过普朗克望远镜观测早期宇宙，计算得到现在的膨胀率是67.8，误差范围在1%。

普朗克团队是通过来自宇宙早期的微光，也就是宇宙微波背景辐射（CMB）进行推算的，CMB揭示了大爆炸38万年后的这一临界点，宇宙是什么样子的。CMB的快照描绘了简单、几乎光滑的、由等离子体填满的早期宇宙。不同波长的压力波在等离子体中扩散、压缩和伸长，导致了不同尺度下的微小的密度变化。

在由CMB记录下来的这一刻，特定波长的压力波恰好波动到了幅度为零的平衡位置，短暂地消失了，在它们对应的尺度上制造出了平滑的等离子体密度分布。同时，其他波长的压力波会刚好在这一个时刻达到峰值，最大程度地伸长和压缩等离子体，在它们对应的特征尺度上制造出最大的密度起伏。

这些在不同的尺度上产生密度变化的峰值，可以由普朗克这样的卫星观测到，并被绘制成“CMB功率谱”，记录下早期宇宙几乎全部信息。尤其是哈勃常数，可以通过峰值之间的距离进行重建。来自加州理工学院的理论物理学家Leo Stein解释：“这是一种几何效应，宇宙膨胀得越厉害，就有更多来自CMB的光会随着膨胀弯曲，在我们看来相邻峰值会变得越近。”



宇宙微波背景辐射功率谱

还有一些自然性质也会影响功率谱峰值和尾部的特征，比如充满宇宙时空结构却看不见的“暗能量”。来自普朗克卫星团队的科学家为了能够估算出67这一哈勃常数，需要对其他的宇宙学参数作出推断。

来自芝加哥大学，宇宙距离尺度方法的开创者Wendy Freedman说：“这两项哈勃常数测量的相似性是‘惊人的’”。即使考虑误差范围，他们的测量结果也没有重合。来自约翰·霍普金斯大学，领导了SH0ES 团队的Adam Riess 对去年采访他的《科学美国人》记者说道：“相比于我们基于早期宇宙及其演化方式所得的膨胀速率，宇宙现在看起来的膨胀速率要快8%，我们认为这个误差非常严重。”

67 与73的差异可能来自于两种估算方式被忽略的误差。这一误差可能是十分真实而且重要的，比如：普朗克团队对宇宙从早期演化至今的探索，可能遗漏了某项宇宙组成成分，而这可能会改变宇宙的演化轨迹，使宇宙以超出预计的速率在加速膨胀。比如，假说中的第四种中微子也存在于早期宇宙中，这会增加辐射压力，进而影响CMB峰值的宽度；或者是暗能量的负压力加速了宇宙膨胀，导致暗能量密度随着时间增加。

测定哈勃常数的新方法？

中子星合并事件的突然出现，有可能为这场争论投出决定性的一票。麻省理工学院的Holz 和 Scott Hughes在2005年的一篇论文中，阐述到基于Bernard Schutz 20年前的研究，两颗相撞的恒星可以视为标准信号。它们的碰撞会产生剧烈的时空起伏，并且不会被气体或尘埃遮挡。因此，引力波携带了展现碰撞强度的干净信号，这可以使科学家直接推测出我们与信号源的距离，“这里没有宇宙距离梯度、没有尚未被充分了解的宇宙学校准，你直接听碰撞产生的声音和其随时间的变化，从而直接得知声音究竟离我们有多远。”Holz 解释说。因为天文学家还可以检测到中子星合并产生的电磁波，他们可以通过红移算出合并中子星的退行速度。由退行速度除以距离就是哈勃常数。

仅仅根据第一次中子星合并事件，Holz和上百位合作者计算出哈勃常数在70（±10）km/s每百万秒差距。（最主要的不确定度来自于中子星合并时相对于LIGO探测器的朝向，这会影响到测量到的振幅。）Holz说：“我认为大概是纯运气，我们恰好算到了此前两种方法的中间值，我们的计算值可以轻松地从其中一个值跳到另一个。”

随着之后几年中，更多的标准信号被探测到，对哈勃常数的测量精度也会稳步提升，尤其是LIGO一直在升级它的敏感度。Holz表示：“大概再有10次类似于这样的事件，我们就会将误差降到1%”，虽然他强调这只是一个初步的而且具有争议的估算。Riess认为大概需要30次事件会达到那个误差范围。Freedman说：“我相信该手段有可能改变宇宙学研究的现状，而改变什么时候会出现？天体退行的速率究竟是多少？我们现在还不知道。”

当更多的标准信号发出声音，它们会逐渐决定，基于早期宇宙演化得出的膨胀率是否正确。Holz十分兴奋地表示：“过去的十年间，我一直致力于这张图表的绘制：由标准信号测量得到的哈勃常数。我将要做成我的哈勃常数图，它会是十分美丽。”

撰文 Natalie Wolchover
翻译 张克文
审校 吴非

原文链接：https://www.quantamagazine.org/colliding-neutron-stars-could-settle-cosmologys-biggest-controversy-20171025/