大約100年以前，埃德溫·哈勃的兩個發(fā)現(xiàn)改變了人們對宇宙的認識。

首先，他第一次測定了仙女星系的距離，這一距離遠遠超過了銀河系恒星分布的邊界，人們這才發(fā)現(xiàn)擁有上千億顆恒星的銀河系也不過是宇宙眾多“星系島”中的一個。宇宙中存在無數(shù)和我們所在的星系一樣璀璨巨大的恒星系統(tǒng)。

哈勃發(fā)現(xiàn)的第二件事情意義更為深遠。他通過測量夜空中星系的距離和速度，發(fā)現(xiàn)所有的星系都在遠離我們而去，越遠的星系遠離我們而去的速度越快。今天，這個定律被稱作哈勃定律（編者注：在2018年國際天文學聯(lián)合會成員投票中，哈勃定律被改稱為哈勃-勒梅特定律，但這一改名爭議較大，此處仍按照中國天文學會天文學名詞審定委員會給出的譯名“哈勃定律”），它揭示出宇宙空間正在不斷膨脹的本質(zhì)，而這將導(dǎo)致一個不平凡的推論——宇宙的過去必然密度更高，溫度也更高，隨著時間回溯，宇宙必然存在一個極為高溫、高密度的時刻。在那個時刻，宇宙中只存在純粹的輻射能，宇宙中所有的結(jié)構(gòu)，甚至所有的元素，乃至中子、質(zhì)子這些基本粒子都是在這個時刻后演化而來的。這個關(guān)于宇宙的理論今天被稱作大爆炸宇宙學理論。

100年過去，天文學家觀測到的星系數(shù)目已經(jīng)超過了哈勃時代的上億倍，而更為驚人的是這些星系的主要性質(zhì)和它們的整體演化行為都可以很好地在宇宙大爆炸的理論框架下得到理解。那么，今天的宇宙學家還在研究什么呢？

宇宙膨脹的微小觀測裂痕

天文學家也清楚地知道，我們看到的宇宙網(wǎng)僅僅是宇宙物質(zhì)組成的一小部分。每一個星系實際上都被超過其質(zhì)量5~10倍的看不見的物質(zhì)包裹著。在整個宇宙尺度，看不見的物質(zhì)是原子物質(zhì)的4~5倍，這些物質(zhì)的分布可以利用引力透鏡方法測量。同時，天文學家還知道宇宙中存在暗能量。這種看不見的能量占據(jù)了宇宙能量構(gòu)成的70%左右。暗能量可以推動宇宙的加速膨脹，對宇宙膨脹速率的測量是人們唯一可以認識暗能量的途徑。1999年，澳大利亞和美國的兩個獨立的超新星巡天研究組都發(fā)現(xiàn)宇宙目前的膨脹速率是隨著時間增加的。

圖1  宇宙演化示意圖。圖片來源：維基，處理：《天文愛好者》

到了2016年，通過普朗克衛(wèi)星（Planck）對宇宙微波背景輻射的觀測，研究者已經(jīng)可以將宇宙的膨脹速率，也就是哈勃常數(shù)定準在66.93km/s/Mpc，即每百萬秒差距（一秒差距約等于3光年）的空間，每秒鐘膨脹66.93千米，測量誤差為0.62km/s。但人們還是沒有看到任何偏離標準宇宙學模型的跡象，對暗能量的本質(zhì)究竟是什么也仍然沒有明確的證據(jù)。但在2018年，亞當·瑞斯（Adam Riess）領(lǐng)導(dǎo)的研究組，在結(jié)合了超新星和造父變星的觀測數(shù)據(jù)后重新測定了哈勃常數(shù)，得到的數(shù)值卻是73.53km/s/Mpc，測量誤差只有2.2%。這一數(shù)值和之前Planck的結(jié)果雖然只有10%的差距，但是由于測量誤差的縮小，已經(jīng)對于標準模型提出了挑戰(zhàn)。由于亞當·瑞斯研究組測定的哈勃常數(shù)完全來自對臨近宇宙空間的觀測，這個差距可以被解讀為觀測要求宇宙今天膨脹得比標準模型預(yù)期的更快。

圖2  宇宙距離階梯。Ia型超新星一般被稱作標準燭光。這些超新星具有幾乎相同的起源和初始條件，因此被認為具有類似的真實亮度，所以天文學家可以通過它們的相對明暗計算出它們的距離。通過與遙遠處受宇宙膨脹影響波長已被拉伸的星系進行比較，可以進一步得出宇宙隨時間膨脹的速度，即哈勃常數(shù)。圖片來源：cdn.spacetelescope.org

需要指出的是，雖然兩個不同的測量都宣稱自己的測量誤差很低，但有可能結(jié)果里仍然存在此前沒有發(fā)現(xiàn)的測量誤差，或者測量方法中的系統(tǒng)誤差。例如，亞當·瑞斯研究組的方法是基于Ia型超新星距離的準確測定。Ia型超新星一般被稱作“標準燭光”。這些超新星具有幾乎相同的起源和初始條件，因此被認為具有類似的真實亮度。它們就好像是出廠時被校準的燈泡。當校準的燈泡被安裝在路燈上，遠處的人可以通過路燈的相對明暗知道它們的遠近，也可以計算出它們的距離。但在宇宙學研究中，人們需要知道超新星的“出廠亮度”，必須用其他的標準燭光——造父變星——來校準它，而這些造父變星的出廠亮度，則需要通過三角視差法來校準。這種逐級校準的方法，有時候被稱作“宇宙距離階梯”（圖2），任何一級距離階梯的校準出現(xiàn)誤差，都可能會傳導(dǎo)到最終的宇宙膨脹率測量中。雖然，亞當·瑞斯的研究組已經(jīng)盡可能地對這個過程中存在的各種測量誤差進行了細致的研究，但仍然無法完全排除出現(xiàn)錯誤的可能。

亞當·瑞斯認為在未來的幾年里，他們有可能進一步提高哈勃常數(shù)的測量精度，達到0.5%。到那時，人們可能不得不正視標準宇宙學模型進行修正的可能性。人們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)，如果允許暗能量隨著宇宙時間演化，可能會部分地緩解哈勃常數(shù)測量的裂痕。另一種可能的解釋則來自對中微子理論的擴充。允許宇宙中出現(xiàn)更多的中微子種類，將增加宇宙早期輻射能，改變宇宙膨脹歷史，緩解這個裂痕。無論如何，在未來的數(shù)年里，哈勃常數(shù)的測量將再一次成為整個宇宙學界的焦點。

立體精確的銀河系模型

正如我們提到的，宇宙中的結(jié)構(gòu)不是天然有之，所有今天宇宙中璀璨明亮的天體，實際上都是在宇宙演化中形成的。在宇宙大爆炸結(jié)束后，宇宙中只形成了最基本的原子（氫原子和氦原子），宇宙各處密度非常均勻，只有一些小的起伏。在那個時代，宇宙是一片黑暗，沒有發(fā)光的天體。但隨著時間的演化，宇宙密度的小起伏因為引力的作用而增長起來，最終引起了由氫和氦構(gòu)成的氣體云的坍縮，形成了宇宙中第一代的恒星，宇宙這才迎來了黎明。

雖然說在恒星形成之前，宇宙一片黑暗，但科學家們還是想出了探測這個黑暗時代的方法——利用氫原子的21厘米輻射。我們知道氫原子帶有一個電子。電子和氫原子核的自旋方向可以相同，也可以不同。這兩種狀態(tài)的氫原子能量有一個微小的差別。如果電子和氫原子自旋方向由相同改為相反，會發(fā)射一個波長為21cm的光子，反之則需要吸收一個波長為21cm的光子。宇宙中因為存在大量微波背景輻射的光子，這中間有一部分波長也在21cm，所以在黑暗時代，21cm光子的發(fā)射和吸收都在不斷的發(fā)生。可見，如果想要觀察黑暗時代，只需要觀察黑暗時代21cm光子的發(fā)射或者吸收信號就可以了。需要注意到的是，因為宇宙 膨脹引起的紅移效應(yīng)，這些光子今天已經(jīng)移動到了更長波長的電磁波段。

目前，在全球范圍正在建造或已經(jīng)建成一批目標是黑暗時代的射電望遠鏡陣列，包括美國的長波陣列（Long Wavelength Array，簡稱LWA），澳大利亞的默奇森大視場射電陣（Murchison Widefield Array，簡稱MWA），荷蘭的LOFAR低頻陣以及中國參與的平方千米射電望遠鏡陣（Square Kilometer Array，簡稱 SKA）。這些巨大的天線陣列都期待著能夠通過觀察黑暗時代發(fā)出的21cm光子，來獲得黑暗時代的宇宙地圖。

圖6  位于澳大利亞的天線EDGES，這個射電天線大小和一張桌子差不多。