宇宙学和宇宙大尺度结构简介
Linas Juozėnas分享
知识方舟 · 宇宙 · 第 10 章
我们如何读懂宇宙？
远古的光、广阔的星系模式，以及遥远影像的弯曲，都携带着同一段相互关联的历史线索。探索宇宙学家如何将这些线索转化为一幅不断演化的宇宙图景。
测量结果保留着关于远超我们所处位置与时代之外条件的线索。
一段宇宙历史必须同时解释古老的辐射和星系构成的宇宙。
比较揭示了解释在哪些方面成立，以及哪些地方需要进一步审视。
写在模式中的历史。
遥远的星系不只是一个光点。它的光谱、形状和位置可以帮助回答有关其周围宇宙的问题。将许多这样的测量放在一起，单个天体就会成为更宏大历史的证据。
本章将在这段历史与用于重建它的方法之间来回展开：提出的起点、年轻宇宙的遗光、宇宙结构的增长，以及检验膨胀的测量。
你会经常遇到 ΛCDM，即标准宇宙学模型。它将广义相对论与普通物质、辐射、冷暗物质和宇宙学常数 Λ 结合起来。它为比较提供了共同框架；但它的成功并不能确定每种组成成分的物理本质。[2]
探索宇宙的十种方式
探究提出的物理学、测量结果，以及每一项留下的未解问题。
宇宙暴胀：理论与证据
为什么可观测宇宙在最大尺度上如此均匀？
暴胀理论提出，宇宙在极早期经历了一段加速膨胀时期。它可以解释为什么相距遥远的区域具有相似条件，以及为什么空间曲率如此之小。在许多模型中，被放大的量子涨落提供了初始差异，宇宙结构正是从这些差异中逐渐形成的。[4]
根据 CMB 测量推断出的统计图样，符合许多简单暴胀模型的重要预测。但这种一致性并不能唯一确定是什么驱动了暴胀，也不能证明所有其他解释都已被排除。我们将探讨这些模型的成功之处、所依赖的假设，以及能够区分不同可能性的观测。[5]
探索文章 01→宇宙网：丝状结构、空洞与超星系团
为什么星系会形成一张网，而不是均匀散布？
引力将早期微小的密度差异放大，形成由片状结构、丝状结构和高密度交汇处组成的宇宙网。暗物质晕通过吸积和并合不断成长；气体冷却、恒星形成和反馈过程共同决定其中哪些星系会变得可见。[1]
密度更高的结构之间是空洞：其中物质较少、星系也较少的区域，而不是完全空无一物的洞。在另一端，超星系团展现了由星系群和星系团组成的巨大集合。超星系团这一名称并不保证整个集合都受引力束缚，或最终会合并成一个天体。[6]，[7]
探索文章 02→宇宙微波背景的精细结构
微小的温度差异能揭示宇宙历史中的哪些信息？
宇宙微波背景（即 CMB）是来自炽热早期宇宙的遗迹辐射。观测到的许多结构都可追溯到大爆炸后约 38 万年的时期；当时散射变得少得多，光能够跨越遥远距离自由传播。[8]
它的温度和偏振图样编码了有关物质、运动、引力和散射的信息。后来的事件也会改变这一信号。我们将了解这些图样如何成为揭示早期条件的证据，以及为什么多彩的 CMB 图并不是物质密度的直接照片，而需要经过物理学解读。[8]
探索文章 03→重子声学振荡
早期宇宙的声音如何帮助测量宇宙膨胀？
在中性原子变得普遍之前，光和普通物质表现为一种能够支持声波的耦合流体。这些声波在物质聚集中留下了特征尺度，其大小取决于在辐射不再有效牵引重子物质之前，声波传播了多远。[9]
如今，BAO特征表现为星系对在特定间距处略有统计偏好。在考虑膨胀之后，它可以充当宇宙标尺；它并不是连接在某个星系上的固定物理标尺。比较其表观角尺度和红移尺度，有助于重建膨胀历史，而其绝对标定取决于早期宇宙的物理学。[10]
探索文章 04→红移巡天与宇宙绘图
天文学家如何为平坦的天空视图增加深度？
星系的光谱包含可识别的特征，其波长可能发生偏移。将测得的红移与星系在天空中的位置结合起来，有助于构建具有深度的地图。将红移转换为距离需要膨胀模型，而星系相对于整体膨胀的运动也会影响测量结果。[11]
大型光谱巡天项目（如DESI）利用星系和类星体追踪跨越宇宙时间的结构。它们绘制的地图揭示的不只是天体的排列：统计聚集特征和星系运动的影响，有助于检验结构如何成长。我们将跟随从收集光线到获得宇宙学测量的各个步骤。[12]
探索文章 05→引力透镜：天然的宇宙望远镜
畸变的图像如何揭示不发光的物质？
物质会使时空弯曲，并改变光线传播的路径。强引力透镜可以放大背景天体，或产生多个像。弱引力透镜造成的畸变要微妙得多，通常需要对许多星系图像进行统计分析才能检测到。[13]
这些效应帮助研究人员推断沿视线投影的总质量分布，其中包括暗物质。这一推断还取决于距离、测量质量以及对透镜的假设。我们将看到，壮观的弧形结构和几乎难以察觉的星系形状变化，如何成为研究宇宙结构的互补工具。[13]
探索文章 06→测量哈勃常数：张力
为什么不同方法会对今天的膨胀率得出不同答案？
哈勃常数描述当前的膨胀率。一种方法建立距离阶梯：通过几何测量校准造父变星，再用造父变星校准 Ia 型超新星。另一种方法则是在 ΛCDM 等宇宙学模型中解读宇宙微波背景（CMB）的模式，从而推断今天的膨胀率。[14]、[2]
这些方法的主要版本之间的分歧被称为哈勃张力。它并不只是膨胀率随时间发生的预期变化。我们将考察校准、假设和独立检验，以及为什么持续存在的差异可以促使人们探索新物理，却不能证明某一种特定解释。[14]
探索文章 07→暗能量巡天
暗能量会随着宇宙演化而保持不变吗？
宇宙学常数描述的是能量密度保持不变的暗能量。巡天通过比较距离、膨胀历史和结构增长，检验这一可能性与其他替代方案。DES 结合了多种测量方式，包括超新星、聚集和弱引力透镜。[15]
一些联合分析支持不断演化的暗能量，但这一解读仍属暂定，并取决于所使用的数据和模型。DESI 于 2026 年 7 月发布的分析说明了这一领域为何仍在发展：其新的高红移测量结果向 ΛCDM 偏移，而联合拟合仍然偏好演化。[16]
2026 年 9 月：Euclid 正在运行，而 Roman 正在前往日地 L2 点的途中进行调试。它们的观测将扩展本文介绍的检验。[17]、[18]
探索文章 08→各向异性与非均匀性
一个充满结构的宇宙，仍然能够在统计意义上保持均匀吗？
各向同性意味着不同方向上的统计相似性；均匀性意味着在足够大的尺度上取平均后，不同位置之间具有统计相似性。这两者都不要求每个区域都包含完全相同的天体。星系、星系团和空洞正是宇宙学家研究的这些变化。
宇宙微波背景（CMB）的方向性变化让研究人员能够检验预言的统计模式。一些大角尺度特征仍在研究之中，但判断其重要性需要谨慎考虑前景、仪器效应以及测试方法的选择。我们将区分普通结构与可能挑战基础模型的证据。[19]
探索文章09→当前争论与未决问题
哪一项发现最有可能改变我们对宇宙的认识？
什么是暗物质？是什么导致了初始涨落？宇宙学常数能否完全解释加速膨胀？改进后的测量能否解决哈勃张力，还是模型需要修订？这些问题贯穿本章，将各个主题联系起来。
最后一篇文章围绕一个实际挑战将这些内容联系起来：一种替代性解释不仅必须解决促使人们提出它的谜题，还必须重现那些已经得到良好解释的观测结果。我们将考察独立证据、更好的校准以及可检验的预测如何帮助我们区分有前景的想法与对自然的可信解释。
探索文章10→这一结论是如何得出的？
当你能够理解一张地图、一条光谱或一个微小畸变背后的推理过程时，它们会变得更加有趣。测量的究竟是哪一部分？哪些假设将测量结果与距离、质量或膨胀历史联系起来？
阅读时请把这些问题放在心上。它们会让宇宙学更容易理解，也会让其中尚未解决的问题呈现出更清晰的轮廓。
从设想中的最早篇章开始
暴胀提供了一种将极早期物理学与我们今天能够测量的模式联系起来的方法。它的吸引力在于这些联系，而尚未完成的工作则在于发现究竟是什么（如果确实存在某种原因）推动了那次膨胀。
第一篇文章介绍这一思想，解释它所要解决的问题，并考察证据如何检验它。
来源与延伸阅读
支持本概述的研究论文与科学机构。已于2026年9月核查；各篇文章将对每个主题展开更深入的探讨。
- Frenk 与 White——《暗物质与宇宙结构》（2012）引力结构增长、晕的层级组装，以及形成星系所需的额外气体物理过程。
- 普朗克合作组（2018/2020）——《宇宙学参数》宇宙微波背景（CMB）约束宇宙学参数；推断出的当前哈勃常数取决于所假定的膨胀模型。
- Cortês、Lahav 与 Liddle——《宇宙学参数》（PDG，2025）互补观测如何约束一个共同的宇宙学模型，并检验其预测。
- Daniel Baumann——《TASI 暴胀讲座》解释加速膨胀、原初量子涨落，以及暴胀框架与具体模型之间的区别。
- 普朗克合作组——《普朗克2018年成果：第十部分：对暴胀的约束》宇宙微波背景（CMB）测量约束原初涨落，并检验暴胀模型，但无法确定唯一的机制。
- van de Weygaert 与 Platen——《宇宙空洞：结构、动力学与星系》（2009）空洞是低密度区域，其中包含星系和内部结构，而不是没有物质的空穴。
- Chon、Böhringer 与 Zaroubi — 超星系团的定义（2015）传统意义上的超星系团是大尺度密度增强区域；仅凭这一称谓并不能证明其受到引力束缚。
- Challinor 与 Peiris（2009）— 宇宙微波背景各向异性物理学讲义解释最后散射可见性，以及温度、运动、引力和散射如何塑造宇宙微波背景的温度与偏振。
- Eisenstein 与 Hu（1998）— 物质转移函数中的重子特征将重子拖曳声视界定义为共动声学距离，并将其与光子最后散射区分开来。
- Eisenstein 等（2005）— SDSS 高光度红星系大尺度相关函数中重子声学峰的探测展示星系统计聚集中的声学特征，以及其作为宇宙学距离标尺的用途。
- David W. Hogg — 宇宙学中的距离测量区分实测红移、特殊运动，以及在膨胀模型中推断出的距离。
- DESI 合作组 — DESI 实验第一部分：科学目标、目标选取与巡天设计解释光谱测绘、声学测量和结构增长；引用它是为了说明方法，而非历史预测。
- Bartelmann 与 Schneider — 弱引力透镜光线偏折、统计图像畸变、投影质量重建，以及引力透镜推断的局限性。
- Riess 等（2022）— 对哈勃常数局部值的综合测量经过几何校准的造父变星–超新星距离阶梯给出的当前膨胀率，高于 Planck 标准模型推断的结果。
- DES 合作组（2026 年 5/6 月）— 全暗能量巡天中利用多种探针对动态暗能量的约束DES 结合超新星、星系聚集、弱引力透镜和重子声学振荡（BAO），检验随时间变化的暗能量状态方程。
- DESI 合作组（2026 年 7/8 月）— DR2 莱曼-α 阿尔科克–帕琴斯基测量与宇宙学约束新的 DESI 几何测量提高了对宇宙膨胀历史的检验精度，而合并后的暗能量偏好仍属暂定结论，并取决于模型。
- ESA（2026 年 6 月 24 日）— ESA 的 Euclid 拍摄银河系拥挤的核心区域确认 Euclid 已进入常规科学观测阶段，并将于 2026 年 6 月发布银河系核球巡天观测数据。
- NASA（2026 年 9 月 7 日更新）— Roman 调试阶段Roman 正在前往日地 L2 点的途中进行系统启用和校准。
- Planck 合作组 — Planck 2018 年成果 VII：宇宙微波背景的各向同性与统计特性检验统计模式和大角度异常，同时考虑观测与分析的局限性。