宇宙正在膨胀，这是宇宙学上最大的争论之一，但宇宙膨胀速度到底有多快？两种可用的测量产生了不同结果。莱顿物理学家大卫·哈维采用了一种独立的第三种测量方法，使用了爱因斯坦预测的
星系翘曲
特性，其研究成果发表在《皇家天文学会月刊》上。自哈勃时代以来，关于宇宙膨胀，我们已经知道了将近一个世纪。天文学家指出，来自遥远星系光的波长比距离近的星系要短。
光波似乎被拉伸或红移，这意味着那些遥远的星系正在远离。这种称为
哈勃常数
的膨胀率是可以测量的，某些超新星或正在爆炸的恒星具有众所周知的亮度，这使得估计它们与地球的距离并将其与红移或速度联系起来成为可能。每百万秒的距离（百万秒差距是330万光年）星系从我们身边后退的速度就会以每秒73公里的速度增加。然而，对宇宙微波背景（宇宙早期的残余光）越来越精确的测量，得出了一个不同的哈勃常数：大约每秒67公里。
不同测量的不同结果
怎么会这样呢？为什么会有不同？这种差异能告诉我们一些关于宇宙和物理学的新信息吗？莱顿物理学家大卫·哈维(David Harvey)说：这就是为什么第三种独立于其他两种测量方法出现在人们的视野中：
引力透镜
。阿尔伯特·爱因斯坦(Albert Einstein)的
广义相对论
预言，质量集中(如星系)可以弯曲光路，就像透镜一样。当一个星系在明亮的光源前面时，光线在它周围弯曲，可以通过不同的路径到达地球，提供两个，有时甚至四个相同光源的图像。
1964年挪威天体物理学家斯朱尔·雷夫斯达尔(Sjur Refsdal)经历了一个“顿悟”时刻：当透镜星系稍微偏离中心时，一条路径比另一条路径长。这意味着光线在这条路径上需要更长的时间。因此，当类星体的亮度发生变化时，这个光点会出现在一幅图像中，然后出现在另一幅图像中，差异可能是几天，甚至几周或几个月。Refsdal指出，这种时差也可以用来确定
类星体
和透镜之间的距离。将这些与类星体的红移相比较，就可以独立地测量哈勃常数。
想象整个天空
HoliCOW项目下的一项研究合作使用了6个这样的镜头，将哈勃常数缩小到约73。然而，也有复杂的情况：除了距离差，前景星系的质量也会产生延迟效应，这取决于准确的质量分布。哈维说：这必须对这种分布进行建模，但还有很多未知数，像这样的不确定性限制了这项技术的准确性。2021年当一台新的望远镜在智利看到第一缕曙光时，这种情况可能会改变。维拉·鲁宾天文台致力于每隔几个晚上对整个天空进行成像，预计将拍摄数以千计的双类星体图像，从而提供进一步缩小哈勃常数范围的机会。
但问题是，单独对所有这些前景星系进行建模在计算上是不可能的。因此，研究人员设计了一种方法来计算多达1000个镜片的全分布平均效果。在这种情况下，引力镜头的个别误差并不那么重要，也不必为所有镜头做模拟，只需要确保对整体群体进行建模。研究证明了用这种方法，当接近数千个类星体时，哈勃恒定阈值的误差为2%。这一误差范围将允许在几个哈勃常数候选之间进行有意义的比较，并有助于理解差异。如果想降到2%以下，必须通过做更好的模拟来改进模型。
博科园｜研究/来自：莱顿物理研究所
参考期刊《皇家天文学会月刊》
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