“宇宙学的危机”可能根本不是一场危机

宇宙学的标准模型被称为：LCDM模型。这里，CDM代表冷暗物质，它构成了宇宙中的大部分物质，L代表 Lambda，这是广义相对论中用来表示暗能量或宇宙膨胀的符号。虽然我们的观测证据在很大程度上支持LCDM模型，但它也存在一些问题。其中最麻烦的一个被称为宇宙张力。

它集中在我们对哈勃常数的测量上，哈勃常数告诉我们宇宙随时间膨胀的速率。有很多方法可以测量哈勃常数，从遥远超新星的亮度，到星系的聚集，到宇宙背景的波动，再到微波激光的光。所有这些方法都有优点和缺点，但如果我们的宇宙模型是正确的，它们应该在不确定性的范围内一致。

问题是，他们不同意。在宇宙学的早期，我们测量的不确定性是如此之大以至于所有的结果都重叠了，但随着我们的测量越来越好，很明显不同的方法给出的哈勃常数值也略有不同。天文学家们只能礼貌地表示，这些值之间存在着张力。

上图：哈勃测量值并不一致。

这种张力意味着要么是我们的测量有点偏差，要么是我们的模型出了问题。这导致一些天文学家提出了我们的模型中缺失的一些方面，比如中微子的质量如何可能重新调整我们的哈勃值。但随着对哈勃常数的新测量不断到来，似乎张力正在变得更糟。现在，温迪·弗里德曼（Wendy Freedman）的一篇新论文认为，张力问题并没有那么严重，随着下一代望远镜提供给我们更好的数据，张力可能会减弱。

就目前的情况而言，哈勃观测值的主要分歧（张力）在于，依赖于宇宙距离阶梯的方法（如超新星观测）和不依赖于宇宙微波背景辐射（CMB）的方法之间。

通过 CMB 波动，您基本上可以测量出最普遍的温度小变化的尺度，并将其与我们今天看到的星系团进行比较。 这使您可以衡量宇宙膨胀了多少。 而这种方法的缺点是，CMB光是我们可以观察到的最远的光。 其中大部分是通过气体和尘埃到达我们的，因此很难区分波动是宇宙背景固有的，还是由于尘埃阻挡了一些光线。

对于超新星，你可以将观察到的 Ia 型超新星的亮度与其实际亮度进行比较。由于更远的物体看起来比近距离的物体更暗，你可以用这种比较来测量遥远的银河系距离。不幸的是，要知道超新星的实际亮度，这只有在你已经知道距离的情况下才能做到。因此，天文学家使用其他方法，如造父变星来测量到附近星系的距离，利用对那些星系中超新星的观测来确定它们的亮度，然后用它来测量更远的星系。这样就形成了距离观测的阶梯。

上图：红巨星可能解决宇宙张力问题。

在这篇新论文中，弗里德曼证明造父变星并不完全是我们所理解的标准。相比之下，红巨星可以用来测量距离，因为它们在褪色之前有一致的最大亮度。当使用宇宙距离阶梯中的红巨星时，超新星方法给出的哈勃值与CMB方法更加一致。正如弗里德曼所认为的那样，随着新的望远镜让我们对造父变星和红巨星进行更精确的观测，这一差距将进一步缩小。

虽然，宇宙学中的张力问题并没有得到解决。但也许最终这不会真的成为问题。无论哪种方式，弗里德曼认为更多的观测和更好的数据就是解决方案，这一点是绝对正确的。

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