宇宙的终极命运究竟如何?先解开暗能量的谜团(5)

2018-01-04 09:55 来源:网络整理 

  暗能量以一种间接的方式影响宇宙的膨胀历史,即宇宙不同时期的膨胀速度(即哈勃参数),但宇宙的膨胀速度也很难直接测量。光子在膨胀的宇宙中穿行,它们所通过的距离跟宇宙的膨胀历史密切相关,而距离是可以想办法测量的。我们所看到的星星都是它们很久以前的样子,这是因为光子从被星星发射到抵达我们的眼睛(探测器)已经旅行了很长时间。由于宇宙一直在膨胀,光的波长被拉长了,其光谱向红光一端移动。我们用红移来描述光的波长相对来说被拉伸了多少,它显示出光子在被发射时宇宙相对于今天的大小,红移越大,代表光子被发射时所对应的时期越古老,那时的宇宙相对于今天来说也越小。所以,红移可以用来标记宇宙膨胀的不同时期。如果能够测量不同红移的天体与我们之间的距离,就可以建立起一个距离与红移的对应关系,这个关系能够反映出宇宙的膨胀历史,因为不同的膨胀历史给出不同的距离-红移关系。也就是说,利用距离-红移关系的测量,可以间接地确定暗能量的w。

  怎么测量宇宙学距离呢?典型的方法包括利用所谓的“标准烛光”和“标准尺”。Ia型超新星被认为是一种标准烛光,它们爆发时产生的放射性物质总量都差不多,因此它们的内禀亮度几乎是相同的,我们所看到的视亮度只跟每个超新星距离我们的远近相关(距离越远,越暗一些,反之亦然),利用这种标准烛光就可以测量距离。重子声波振荡则提供了一种标准尺。在极早期的原始宇宙中产生的声波会以近光速传播,直至宇宙年龄为38万年时,宇宙的温度已足够低,原子开始形成,这时光压和引力的竞争终止,声波也停止传播。到这个时间点,声波传播的距离相当于当前宇宙中的4.8亿光年,而这种声波印记留存在了星系的空间分布中(其实也留存在了宇宙微波背景光子分布中),星系之间略微地倾向于以这个距离汇聚。因此,以某一星系为中心,在半径为4.8亿光年的球壳上分布着更多的星系。从我们的视线方向看过去,以这个尺度为半径的圆周上可以观察到更多的星系。这样,这种星系分布中的声波印记就为我们测量宇宙学距离提供了一把标准尺。利用标准烛光和标准尺方法,可以有效地建立宇宙学的距离-红移关系。

  Ia型超新星被认为是一种标准烛光,它们的内禀亮度几乎是相同的,因此测量其视亮度即可推断出它们的相对距离,从而可有效建立起宇宙学的距离-红移关系(这代表了宇宙的膨胀历史)。通过测量宇宙的膨胀历史可以推断暗能量的性质。

  暗能量不仅会影响宇宙的膨胀历史,还会影响宇宙中物质聚集形成结构的历史。暗能量提供的排斥力会在一定程度上阻碍物质聚集在一起,因此如果能够在宇宙演化的不同时期测量出物质的聚集度,就可以间接地了解暗能量施加影响的信息。一种方法是利用引力透镜效应。从遥远星系发出的光在其旅程中会被沿途所经过的大质量物体(例如星系团)的引力场所弯折,这使得该星系所成的像会有一些扭曲。通过测量许多星系的形状,可以推测出星系成像扭曲的程度,进而可以推断出宇宙中物质的聚集情况。还可以通过星系团计数的方法来追踪物质聚集度的演化。比较距离我们较近(对应于宇宙近期)和距离我们较远(对应于宇宙早期)的星系团的数量,可以得知物质聚集度如何演化。利用弱引力透镜和星系团计数的方法,就可以从大尺度结构的角度推断暗能量的性质。而且,物质聚集度的演化还对引力理论的修改非常敏感,因此这一类观测可以帮助我们判断爱因斯坦引力理论是否在大尺度上被修改。

  宇宙学的理论模型中不仅仅只包含暗能量的w参数,还包含一些其他的参数,这些参数需要通过观测数据同时确定。一种观测方法只能提供某一种观测量,很难同时确定所有参数的取值,而往往只能确定这些参数的某种组合的值。这种现象被称为宇宙学限制中的参数简并。要想打破这种参数简并,确定所有参数的取值,就需要把不同的观测方法联合起来。例如,探索暗能量与宇宙加速膨胀的问题,把超新星、重子声波振荡、弱引力透镜和星系团计数(以及宇宙微波背景辐射、哈勃常数测量等)的观测方法结合起来考虑。