兩種方式測得宇宙質量差異巨大，宇宙標準模型或面臨崩潰需重寫

我們的宇宙有多重？

根據科學家的估計，我們的宇宙總質量約為10^53kg。這是我們通過觀測太陽系和銀河系的特徵大致推算出的一個數字。

既然是「推算」，那就意味著一定有誤差，這不，一種新的「稱量」方式得出的數據讓科學家們傻眼了——新結果與原來的數字相比差距太大了。

如果科學家無法解釋這一差異，那麼或許我們不得不修改目前描述宇宙最為合理的模型：宇宙標準模型。

如果宇宙標準模型崩潰了，造成的後果將會是革命性的。

這一測量差異被稱之為「西格瑪-8衝突」（sigma-eight tension）。

「西格瑪-8」是一個描述宇宙中物質密度和聚集程度的參數，利用這個參數，科學家便可以根據可觀測宇宙的體積計算出宇宙的質量。

一切衝突的來源正是這小小的「西格瑪-8」。

在了解這一切之前，我們先漲兩個知識，簡單學兩個概念：弱引力透鏡和紅移。

弱引力透鏡

「弱引力透鏡」是愛因斯坦廣義相對論中預言的一種效應，具體而言，這是一種光學現象，源自於宇宙中物質聚集引發的廣義相對論效應，即時空彎曲。

看到這你可能感到不知所云，用通俗的話講，弱引力透鏡就是來自遠處的星系光，被近處的星系的引力輕微扭曲產生的形變效應。

它可以反映宇宙中物質密度擾動引發的純引力效應，因為產生弱引力透鏡效應的天體並不是黑洞那樣對空間擁有極強扭曲能力的天體，所以光產生的形變非常小，幾乎不會改變發光星系的形狀，並不會像強引力透鏡那樣產生「愛因斯坦環」一樣的扭曲形狀。

愛因斯坦環

雖然形變微小，幾乎不會改變單個星系的形狀，但是如果將整片天空中成千上萬的星系全部納入觀測範圍計算平均形變，便可以發現那微弱的引力透鏡效應。

假設那些星系相對於地球的位置是隨機的，那麼在沒有引力透鏡的情況下，它們的平均形狀會接近圓形，而如果出現弱引力透鏡效應，那麼它們的平均形狀將趨於橢圓。

只要那片星繫到地球的中央存在中間物質的聚集，那麼就可以觀測到那些星系平均形狀的形變。

天文學家便可基於此來估計該方向中間物質（包括暗物質和常規物質）的數量以及分布情況，也可以說觀測了這一地區的物質密度。

不過，僅靠弱引力透鏡無法獲知全部信息，想要精確測量西格瑪-8還需要更多數據的支持，首當其衝的便是要知道星系之間的距離，這就要用到第二個知識：紅移。

紅移

在馬路上我們都經歷過這樣一個事情，汽車喇叭的聲調會隨著遠離我們而產生變化，這可以被看做是聲音的「紅移」。

同樣，光也會隨著遠離我們產生變化。

光的顏色由其頻率決定，而頻率=1/波長×光速，可以看出，波長越短，頻率越高，顏色就越發偏藍偏紫。而波長越長，頻率越小，顏色就越偏紅。

一般星系發出的光都是高頻率、短波長的光，但是由於宇宙空間不斷在膨脹，當這些光不斷走向地球時，原本「很短」的光被迫「拉長」。上面說了，波長越長，頻率越小，顏色就越偏紅，光被「拉長」了，顏色便會向「紅」偏移，這就叫「紅移」。

通過哈勃定律Z = H*d /c，科學家可以通過紅移計算出星系的距離。其中Z為紅移量，c為光速，d為距離，H為哈勃常數。其實這個哈勃常數也不是一個省油的燈，在後面我們會講到這夥計是如何衝擊天文學的。

由此可見，紅移可以幫我們確定星系間的距離，加上之前的弱引力透鏡效應，科學家便可以進一步觀測宇宙物質密度的分布。

不過在處理數以百萬計的星系時，一個一個地測量星系紅移是十分低效的時，因此科學家們採用了「光度紅移」方法進行批量處理。

具體操作是利用不同波段光拍攝多張同一區域的圖像，據此來估算每個星系的紅移。

雖然這種方法精確度不如一個一個得觀測精準，但是貴在效率高。

學習了上述兩個知識，我們便可以用最短的話語描述整個問題，即「西格瑪-8衝突」究竟是什麼？會給我們帶來什麼影響？

衝突的西格瑪-8

該觀測成果屬於歐洲南方天文臺發起的「千平方度巡天計劃」，整個觀測過程中，科學家動用了歐洲南方天文臺位於智利帕瑞納天文臺的兩臺紅外巡天系統，通過分析4個可見光段和5個紅外光段，得到了數百平方度的高解析度圖像。

為了確保批量觀測紅移的可靠性，研究人員還使用了帕納瑞天文臺的8米甚大望遠鏡和夏威夷莫納克亞山的10米凱克望遠鏡對觀測到的紅移數據進行校準。

在觀測了大約350平方度的天空數據後，研究者利用弱引力透鏡效應與星系紅移估計了「西格瑪-8」的大小。他們發現此次計算的數據與歐洲空間局普朗克衛星對宇宙微波背景輻射（CMB）的觀測值有很大衝突。

宇宙微波背景輻射

本次弱引力透鏡效應觀測的「西格瑪-8」的值約為0.74，而普朗克衛星的數據約為0.81，這意味著宇宙質量可能沒有原本想像的高。

研究人員表示，大約1%的可能，這只是由於正常的統計漲落（隨機噪聲），可能會隨著觀測次數增多趨於一個穩定的平均值。衝突也可能會隨著某種誤差的消除而消除。

其實這已經不是第一次宇宙常數在不同的觀測中發生衝突，上面提到過的「哈勃常數」就曾給天文研究帶來了很大的衝擊。

哈勃衝突

哈勃常數是描述宇宙膨脹速度的參數，然而在幾次測量中，哈勃常數沒有一次是完全一樣的，這個衝突被稱為「哈勃衝突」。

首先是2009年歐航局發射的普朗克衛星最新給出的哈勃常數是67.66±0.42。

2016年諾貝爾獎得主裡斯領導的小組依據對la型超新星的觀測數據，得到了值為73.24±1.74的哈勃常數。

2018年4月，HST小組和蓋亞衛星通過觀測造父變星得到了73.52±1.62的數據。

造父變星

而到了2019年9月，德國科學家利用引力透鏡效應得出了82.4的數據。

幾次哈勃常數的變化都令天文學家們揪心，因為哈勃常數每變一次，曾經觀測的星系距離數據就要改變一次，估算出的宇宙年齡就要改變一次。

如果「西格瑪-8衝突」和哈勃衝突上升到統計相關水平，那麼科學家將不得不重新評估宇宙標準模型是否要重新修改。

除了這兩個常數之外，宇宙精細結構常數也曾經被發現發生了變化。

宇宙精細結構常數是用來度量電磁力強度的常數，它可以影響原子核能否存在。

而根據《科學進步》雜誌2020年4月24日發表的一篇文章，科學家發現在一個方向上宇宙精細結構常數發生了改變，這意味著在那個地方，元素將以不同於地球周圍的形式存在。具體可以看我2020年4月28日的文章：

結語

「常數」開始變得無常，一切開始變得混沌，天文學似乎迎來了全新挑戰，不知人類能否在挑戰中勝出呢？

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