哈勃分歧 | 2.分析

  上一次,我介绍了测量Hubble Constant的两种方法,发现测量值有差异;这一期,我将简要分析存在差异的可能原因,并介绍一些前沿的测量哈勃常数的方法.

原因

宇宙加速膨胀因子

  前文介绍了,哈勃常数其实是时间的函数,因此将哈勃常数对时间求导,可以得到H’(t)=-H^2(t)(1+q)

  其中q被称为宇宙加速膨胀因子.当一个天体的红移量较大的时候,其视向速度的计算不再按照前文的公式,而需要引入参量q引入该参量之后在较高红移区域得到的哈勃常数比低红移区域要小.
  但是q的值在当今仍然无法确定,采用不同方法测定的q值相差甚远,可能影响到距离阶梯法对哈勃常数的测定.
  下图中,上方绿线是采用前文公式计算的结果,下方蓝线是考虑q=0.5后计算的结果,横轴为红移量,纵轴为v/c

距离差异大

  CMB方法测量的哈勃常数是在高红移(z=1100)的情况下.而目前造父变星周光关系的测距方法只能适用到一亿光年左右,再远的造父变星我们无法将其从本底星系中分辨出. 通过Ia型超新星,我们可以将测量更远范围内的哈勃常数,但是其最远距离依然限制在z<1内,远远不如z=1100.
  在z=1到1100的广阔空间内,哈勃常数有着怎样的变化我们并不清楚,可能我们当前假定的哈勃常数在空间中是定值是错误的,这需要我们进一步拓展距离阶梯法的测距范围,能够得到更远距离的哈勃常数值来修正当前测量值.

宇宙演化模型存在错误

  诺贝尔奖得主亚当·里斯(Adam Guy Riess)曾说:用CMB相关的方法测量哈勃常数,就像根据一个人童年时的照片推断现在的身体特征;用造父变星与Ia型超新星等方法计算哈勃常数,就像直接看这个人当前的特征.
  使用CMB相关方法进行测量时,我们需要建立一套理论模型来进行推断.如果这套理论模型存在错误,显然我们会得到一个错误的观测结果;为了在这种情形下得到现有的观测结果,我们就必须对初始条件进行修改,得到了错误的测量值.

其他

  当然,上面的猜测纯属作者的一派胡言;真实的原因可能非常复杂,甚至可能牵扯到一些更深层次的假设,例如我们目前普遍认为的大部分星光基本各向同性等.
  除了这些,我们可能还需要考虑到我们的仪器:我们的原始数据准确吗?可信吗?我们能不能找到更加先进的设备和方法去测量Hubble Constant这一重要的物理常数?这些都需要未来的天文学家,物理学家去思考,解决.

新方法

  下面将介绍一些最新的测量Hubble Constant的方法.

BAO重子声波振荡

  光子-重子在早期宇宙的等离子体中碰撞产生声学振荡(BAO).它们会在背景光子里留下印记,形成冷热不均的斑点.几亿年后,物质在热斑所在的区域聚集,产生了星系.研究这些星系,也就可以探索出BAO的特征.
  除此之外,正如超新星可以作为标准烛光,BAO的物质成团性也可以作为测量宇宙学距离的标准尺,目前大约能够达到5亿光年.

  目前采用BAO方法得到的数值(69.8)与CMB相关方法得到的相差不大,但是目前BAO方法的样本太小,获得的数据太少.不过这项工作目前正由中国科学家进行研究.

引力波

  自2016年人类首次探测到引力波以来,对引力波的研究进入了全新时代.
  双中子星合并的引力波源往往存在电磁对映体,观测可以得到一种特定的光面曲线(千新星),从这个光面曲线中我们可以得到其电磁对映体的红移,进而推断出其视向速度.

  GW170817 引力波事件发生前后所在天区光学成像照片(负片)的对比。右图箭头所指黑点即为千新星AT2017gfo(SSS17a),其附近的亮斑是它的宿主星系NGC4993
  通过对合并前后引力波曲线的分析,我们可以得到合并前两个天体分别的质量以及合并后天体的质量,计算出损失的质量,进而计算出引力波所拥有的能量.通过测量我们所处位置的引力波强度,再前文测算绝对星等的方法(假定各向同性),我们可以得到引力波源的距离.
  目前双中子星合并的实例暂时只有一例,得到的Hubble Constant的值为70,但是在未来必将观测到更多的案例.

红巨星

  红巨星(TRGB)是恒星演化过程中的一个阶段,是恒星的老年期.在这个阶段,恒星由于点燃了壳层的氢聚变反应,使得外面包层受热膨胀,体积很快增大数千倍以上,温度降低.但是由于表面积巨大,因此在地球上看来极为明亮.
  红巨星形成之前,晚年恒星内部的氦核处于简并态.当内部氦核质量达到一定程度时,恒星将会发生氦闪,其亮度大致恒定为-4等,因此也可以作为标准烛光.

  温迪·佛里德曼(Wendy L. Freedman)通过分析来自HST(哈勃望远镜)的18个红巨星的数据,得到的哈勃常数值为:

  目前红巨星的数据只有18个,随着数据量的积累,这种方法的分析精度将会进一步提高,为最终确定哈勃常数提供重要依据.