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胡彬（北京師范大學(xué)天文系） -2018年8月 膨脹宇宙的發(fā)現(xiàn) 對(duì)于距離的測(cè)量,，歷來是天文學(xué)的重要課題之一。隨著照相技術(shù)的發(fā)展,，上世紀(jì)初天文學(xué)家已經(jīng)可以觀測(cè)到大量分布很迷散,、亮度很低的云團(tuán)狀物體，并稱之為星云（Nebulae）,。但由于當(dāng)時(shí)的知識(shí)所限，天文學(xué)家并不能確認(rèn)這些云團(tuán)狀物體,，是來自我們銀河系自身的恒星集團(tuán),，還是河外星系,。當(dāng)時(shí)天文學(xué)界的主流看法是，這些星云大部分應(yīng)該位于銀河系內(nèi)部,。 1919年,，Edwin Hubble作為一個(gè)年輕的學(xué)者加入到威爾遜山天文臺(tái)。幸運(yùn)的是,，當(dāng)時(shí)的100英寸反射式望遠(yuǎn)鏡剛剛完成建造并投入使用,。作為一個(gè)嚴(yán)謹(jǐn)又勤奮的天文學(xué)家，Edwin Hubble對(duì)一些盤狀星云（sprial nabulae,，現(xiàn)在看來應(yīng)該是河外的盤狀星系）,，在不同時(shí)段進(jìn)行了反復(fù)的拍照。他將注意力集中到了這些盤狀星云中的一些被稱為新星（nova）的亮星觀測(cè)上去,。新星是天文觀測(cè)中的一些暫現(xiàn)源,，也就是說本來空無一物的天空中的某點(diǎn)，突然發(fā)出很強(qiáng)的可見光輻射后,，又慢慢消退,。這個(gè)消退的時(shí)標(biāo)從幾周到幾個(gè)月不等。Hubble仔細(xì)地標(biāo)記了,，每顆新星的位置,、亮度隨時(shí)間的變化等信息。隨著時(shí)間的推移,，神奇的事情發(fā)生了,！在之前標(biāo)記的某顆新星衰減到完全看不到后的一個(gè)月，天空中相同的位置處又再次閃現(xiàn)了一顆新星,！Hubble扎實(shí)的天文功底告訴他,，相同星云中兩顆臨近新星接連爆發(fā)的概率太小了，這極有可能是當(dāng)時(shí)已經(jīng)研究得十分成熟的造父變星,。這是一類性質(zhì)極為優(yōu)良的天體,，主要體現(xiàn)在這類天體的光變周期與其亮度（單位時(shí)間內(nèi)輻射的總能量）有著極強(qiáng)的相關(guān)性。因而通過觀測(cè)光變曲線,，我們就可以確定出造父變星的亮度,。具有這類性質(zhì)的天體，我們將其稱為標(biāo)準(zhǔn)燭光,。而我們實(shí)際觀測(cè)到的視亮度與絕對(duì)亮度之間,，與距離的平方成反比。視亮度越暗的標(biāo)準(zhǔn)燭光距離我們?cè)竭h(yuǎn),。因此標(biāo)準(zhǔn)燭光成為天文測(cè)距的利器,。除此之外，Hubble還對(duì)每一個(gè)具有造父變星的星云測(cè)量了其多普勒紅移,，從而計(jì)算出該星云的運(yùn)行速度,。 圖1: 1929年,，Hubble繪制的星云的“距離-速度”關(guān)系 1。 隨著數(shù)據(jù)量的積累,，時(shí)間來到1929年,。上世紀(jì)天文學(xué)最大的發(fā)現(xiàn)之一，浮現(xiàn)在Hubble的算稿紙上（圖1）,！這張圖分明地顯示,，距離我們?cè)竭h(yuǎn)的星云，其在離開我們視線方向上的速度越大,。就像吹氣球一樣,，相對(duì)距離越遠(yuǎn)的兩點(diǎn)之間，其相互之間的逃離速度也越大,。至此,，Hubble發(fā)現(xiàn)了宇宙膨脹的現(xiàn)象，并基于此提出來我們稱之為Hubble定律的數(shù)學(xué)公式： 公式1: Hubble定律 其中,，v是星體的退行速度,，d是距離，H(t) 標(biāo)志著t時(shí)刻宇宙膨脹速率的大小,。一般的,，我們將當(dāng)前時(shí)刻H函數(shù)的數(shù)值記為H0，稱為Hubble常數(shù),。在圖1中,，H0就是圖中直線的斜率，通常的我們將Hubble常數(shù)的單位固定為[km/s/Mpc],，其中Mpc是天文測(cè)量中常用的距離單位,，即百萬秒差距，1Mpc大約為三百三十萬光年,。 細(xì)心的讀者,，也許會(huì)發(fā)現(xiàn)，Hubble在1929年所測(cè)量的當(dāng)前宇宙的Hubble常數(shù)為500[km/s/Mpc],。這與我們現(xiàn)在的更為精確的測(cè)量結(jié)果（大約70[km/s/Mpc]）相距甚遠(yuǎn),。筆者的一位引力波研究同行曾半開玩笑式地說過”偉大的發(fā)現(xiàn)不需要細(xì)節(jié)“！這個(gè)描述在這里可以說是很貼切了,。盡管Hubble自己測(cè)量的Hubble常數(shù)出現(xiàn)了重大偏差,，但是，宇宙膨脹的客觀現(xiàn)實(shí)沒有因?yàn)檫@個(gè)具體數(shù)字的錯(cuò)誤而被否認(rèn)掉,。像公式1這樣的線性關(guān)系,，在以現(xiàn)代數(shù)學(xué)為基礎(chǔ)的科學(xué)研究中，已經(jīng)是簡(jiǎn)單的不能再簡(jiǎn)單的了。但自從1929年至今,，在接近一個(gè)世紀(jì)的時(shí)光里,，Hubble常數(shù)的具體數(shù)值依然是一個(gè)謎，原因是我們對(duì)距離測(cè)量的誤差始終不能夠有效地降低,。而這個(gè)謎團(tuán)背后，不僅僅是一個(gè)具體數(shù)字的問題,，而是其有可能顛覆我們已有的,、對(duì)現(xiàn)代宇宙學(xué)的認(rèn)識(shí)。而這正是本文想講述的故事,。要說清楚事情的來龍去脈,，首先要說明天文上的幾種測(cè)距方法。 三角視差法測(cè)距 對(duì)于近鄰恒星（主要是河內(nèi)的恒星）距離的測(cè)量,，天文學(xué)家往往采用純幾何的三角視差法（trigonometric parallax）,。 基于簡(jiǎn)單的歐幾里德時(shí)空的三角關(guān)系，我們可以發(fā)現(xiàn),，隨著地球的繞日運(yùn)動(dòng),，相同一顆恒星在近日點(diǎn)和遠(yuǎn)日點(diǎn)，在天空中出現(xiàn)的位置不同,，如圖2所示,。 圖2: 相對(duì)于參考星（北斗七星）位置，同一顆恒星在近日點(diǎn)（中左）,，與遠(yuǎn)日點(diǎn)（下右）分別出現(xiàn)在不同的位置,。圖中日地軌道的直徑為2倍的日地距離（2倍的天文單位，即2AU）,。 加之,，我們對(duì)于日地距離（Astronomical Unit，簡(jiǎn)稱AU）的精確測(cè)量,，天文學(xué)家利用三角視差法所進(jìn)行的距離測(cè)量具有極高的置信度,。但該方法只適用于近鄰恒星的距離測(cè)量，因?yàn)槔脗鹘y(tǒng)的天體測(cè)量方法,，我們對(duì)于這個(gè)張角的測(cè)量只能精確到幾毫角秒,。好消息是，利用歐空局在2013年底發(fā)射的GAIA衛(wèi)星,，我們有可能將對(duì)于15等以上的亮星的空間定位提高到幾十微角秒,，這幾乎是幾百倍甚至上千倍的精度提高！ 標(biāo)準(zhǔn)燭光法測(cè)距 那么我們又該如何對(duì)于宇宙學(xué)尺度（遠(yuǎn)遠(yuǎn)大于銀河系自身半徑）上的距離進(jìn)行測(cè)量呢,？首先,，由于距離更遠(yuǎn)我們需要更亮的星；其次，正如講述宇宙膨脹的發(fā)現(xiàn)時(shí)所提到的,，這類亮星需要有統(tǒng)一的絕對(duì)光度,，也就是標(biāo)準(zhǔn)燭光。這里我們主要介紹兩類標(biāo)準(zhǔn)燭光,，造父變星與Ia型超新星,。 造父變星是一種幾倍太陽質(zhì)量的年輕恒星，其光度的峰值可以達(dá)到幾千甚至上萬倍的太陽光度,。更重要的是其峰值光度與其光變周期具有很強(qiáng)的相關(guān)性,。這就使我們可以將距離的測(cè)量延伸到銀河系之外，到達(dá)比較近鄰的星系中去,，如大小麥哲倫云等,。 圖3: （左）造父變星的“周（期）-光（度）”關(guān)系；（右）Ia型超新星的光變曲線,。圖中的點(diǎn)代表不同觀測(cè)事例,，線代表統(tǒng)一的理論曲線。 Ia型超新星是一種比造父變星更為明亮的天體,，其峰值光度可以達(dá)到十億甚至上百億的太陽光度,。因此，我們可以觀測(cè)到可見宇宙邊緣處的Ia型超新星,。與新星一樣,，超新星也是一類暫現(xiàn)源天體，其特征光變時(shí)標(biāo)大約為15至20天,。這里的形容詞“Ia型”是指某類特殊的超新星,。其前身星（白矮星）的燃燒方式是通過碳-氧熱核聚變。而維持這種熱核聚變的能量來源則是通過該白矮星不斷吸積周圍的紅巨伴星,。當(dāng)該白矮星的總質(zhì)量達(dá)到1.44倍太陽質(zhì)量的時(shí)候（錢德拉賽卡極限）,，此時(shí)的白矮星內(nèi)部原子的電子簡(jiǎn)并壓不能夠抵抗巨大的、向內(nèi)的引力,，從而將電子擠壓到原子核內(nèi)部形成極為致密的中子星,，最終引發(fā)Ia型超新星爆炸事件。由于其爆炸質(zhì)量具有一個(gè)特征的標(biāo)度（1.44倍太陽質(zhì)量）,，因此我們有理由相信Ia型超新星爆炸具有一個(gè)普適的光度,。 有了可信的光度（Luminosity）值，下面我們只需要測(cè)量到達(dá)單位面積的觀測(cè)儀器中的視亮度（apparant brightness）,，就可以根據(jù)下面的公式2,，對(duì)距離（d）進(jìn)行估計(jì)了。 公式2: 亮度（Brightness）,、光度（Luminosity）與距離（d）的關(guān)系,。 標(biāo)準(zhǔn)尺法測(cè)距 除了標(biāo)準(zhǔn)燭光之外,，宇宙學(xué)上我們還可以借助標(biāo)準(zhǔn)尺來進(jìn)行測(cè)距。與之前介紹的三角視差以及標(biāo)準(zhǔn)燭光法所不同,，這里用到的觀測(cè)量具有相當(dāng)大的內(nèi)稟展寬,，也就是一把長(zhǎng)度相當(dāng)長(zhǎng)，且長(zhǎng)短一定的尺子,?？臻g透視的直覺告訴我們，看到尺子兩端的視線張角越小,，尺子離我們?cè)竭h(yuǎn),。那么，一個(gè)自然的問題是宇宙中什么樣的天體具有如此大的展寬呢,？要回答這個(gè)問題，首先要從什么是宇宙學(xué)尺度談起,。直觀地說,，宇宙學(xué)尺度就是空間尺度大到連像銀河系這樣的星系都只能作為一個(gè)沒有展寬的點(diǎn)來處理。所以說,，宇宙學(xué)尺度是如此之大,，傳統(tǒng)天文學(xué)上所研究的單個(gè)客體，都無法作為宇宙學(xué)測(cè)距的標(biāo)準(zhǔn)尺,。 圖4: （左）天空中星系的隨機(jī)分布,；（右）通過圖片疊加的方式，顯示星系在共動(dòng)距離大約為150 Mpc（150 百萬秒差距）的空間尺度上具有著較強(qiáng)的關(guān)聯(lián)性,。 感謝統(tǒng)計(jì)分析的巨大威力,，他告訴我們天空中看上去隨機(jī)分布的星系（如圖4左）和宇宙微波背景輻射，實(shí)際上在某個(gè)特定尺度上具有明顯的相關(guān)性（如圖4右）,。其背后的物理是被稱為重子聲學(xué)震蕩（Baryon Acoustic Oscillation,，簡(jiǎn)稱BAO）的機(jī)制。簡(jiǎn)單說來,，就是宇宙在早期,，由于溫度很高，其呈現(xiàn)出的物質(zhì)形態(tài)是一種光子-電子的等離子體形態(tài),。在這段時(shí)期內(nèi),，宇宙中的物質(zhì)主要受到向內(nèi)的引力擠壓和向外的等離子體光壓兩種力。就像一個(gè)碗里用一個(gè)軟彈簧所連接的兩個(gè)小球,。引力使小球向碗底靠攏,，而彈簧（類比于光壓）受到擠壓后，又會(huì)將其向外彈,。兩種力交替主導(dǎo)該系統(tǒng),，從而使小球在平衡點(diǎn)往復(fù)震蕩。這種震蕩在宇宙早期往復(fù)發(fā)生，直至宇宙的溫度降低到不足以電離氫原子,，自由電子和質(zhì)子復(fù)合成為中性的氫原子,。此時(shí)，宇宙中不再有可以拖拽住光子的帶電粒子,，因而光子以光速脫離氫原子向我們飛來,。這件事情發(fā)生在宇宙誕生38萬年的時(shí)候，該時(shí)刻被稱為再復(fù)合時(shí)期,。而圖4右,，所示的150 Mpc（150 百萬秒差距）就是該時(shí)刻聲學(xué)視界大小。這是正是作為標(biāo)準(zhǔn)尺所需要的具有固定內(nèi)稟長(zhǎng)度的量,！ 那么,，如何在看上去十分雜亂的星系空間分布（如圖4左所示）中，發(fā)現(xiàn)這把量天尺呢,？我們只需要：第一,，以某個(gè)星系為中心，以150 Mpc為半徑畫一個(gè)圈,；第二,，把這張圖在照片上裁剪下來；第三,，再選另外一個(gè)星系為中心,，重復(fù)前兩步；第四,，把所有的圖片疊加到一起,，這個(gè)圓環(huán)就會(huì)隨著照片數(shù)目的增加，慢慢浮現(xiàn)在你的眼前,。 通往宇宙更深處的階梯 前面介紹了三種不同的測(cè)距方法,，其中：三角視差法是純幾何的方法，可靠性最高,，但是所能測(cè)量的距離也最短,；標(biāo)準(zhǔn)燭光法，是利用的宇宙晚期的恒星演化過程中出現(xiàn)的一些物理規(guī)律來測(cè)量距離的,，其可靠性依賴于我們對(duì)這些規(guī)律的理解深度,；而標(biāo)準(zhǔn)尺法，則是利用宇宙早期的重子聲學(xué)震蕩機(jī)制來測(cè)距,，其測(cè)量的距離最遠(yuǎn),。但相比于前兩種方法，它需要我們假定產(chǎn)生于宇宙誕生38萬年時(shí)刻的光子,，在此后138億年的旅程中的演化方式,。當(dāng)前,，天文學(xué)家普遍接受的演化方式是一個(gè)被稱作LCDM的協(xié)和宇宙學(xué)模型。這個(gè)模型主要由被稱作L的宇宙學(xué)常數(shù),，和被稱作CDM的暗物質(zhì)組成,。 從上面的分析，我們不難看出,，無論是標(biāo)準(zhǔn)燭光還是標(biāo)準(zhǔn)尺法,，都依賴模型假定。前者是恒星演化規(guī)律,，后者是宇宙大尺度結(jié)構(gòu)演化規(guī)律,。但是由于所能測(cè)量的距離跨度的不同，我們不難看出,，標(biāo)準(zhǔn)尺法的測(cè)距范圍無法與最可靠的三角視差法重疊,。但造父變星的三角視差測(cè)距，與造父變星的周-光關(guān)系測(cè)距可以有一定的重疊區(qū)域,。造父變星的周-光關(guān)系測(cè)距,，與Ia型超新星的光變曲線測(cè)距也可以有一定的重疊區(qū)域。在這兩個(gè)重疊區(qū)域,，我們就可以用高精度的方法（近距離的測(cè)距）去校準(zhǔn)低精度的方法（遠(yuǎn)距離的測(cè)距）。這逐層的距離校準(zhǔn)方法,，被天文學(xué)家稱為距離階梯,。 圖5: 距離階梯的逐層校準(zhǔn),，摘自A. Riess et al., arxiv:1604.01424 2. 這個(gè)階梯的具體搭建方式如下：第一,，先找出銀河系內(nèi)部的造父變星,，同時(shí)用三角視差法和周-光關(guān)系法測(cè)距,，由于三角視差法精度更高,，更為可信,，因此用其來校準(zhǔn)河內(nèi)造父變星的周-光關(guān)系,；第二,，將距離延伸到河外,，找到同時(shí)具有造父變星和Ia型超新星的近鄰星系,，用已校準(zhǔn)好的周-光關(guān)系來校準(zhǔn)Ia型超新星的光變曲線；第三,，將距離繼續(xù)延伸到宇宙學(xué)尺度,，找尋遙遠(yuǎn)星系中的Ia型超新星，用在第二級(jí)階梯中已校準(zhǔn)完畢的光變曲線去測(cè)距,。至此,，宇宙階梯搭建完畢。 世紀(jì)之謎 從上世紀(jì)初的Edwin Hubble到如今,，一代又一代的天文學(xué)家不斷地嘗試采用新的方法去測(cè)量Hubble常數(shù),，以期得到一個(gè)更為精確的結(jié)果,，從而了解更多宇宙膨脹的機(jī)制。這其中最為意外的結(jié)果莫過于,，1998年兩個(gè)獨(dú)立的觀測(cè)團(tuán)隊(duì)通過測(cè)量高紅移的Ia型超新星的距離,，發(fā)現(xiàn)宇宙的晚期加速膨脹現(xiàn)象。 圖6: 采用距離階梯方法校準(zhǔn)后的Ia型超新星對(duì)于Hubble常數(shù)的測(cè)量（藍(lán)點(diǎn)）,，與用宇宙微波背景輻射和重子聲學(xué)震蕩方法所測(cè)量的Hubble常數(shù)（紅點(diǎn)）,，雖各自都已達(dá)到接近1%的精度。但其二者的差異是十分巨大的,，難以用統(tǒng)計(jì)誤差來解釋,。摘自Freedman，arxiv：1706.02739 3,。 一波未平,，一波又起。擔(dān)任哈勃太空望遠(yuǎn)鏡（Hubble Space Telescope,，簡(jiǎn)稱HST）重大項(xiàng)目（Key Project）負(fù)責(zé)人十多年之久的,、美國芝加哥大學(xué)天文系教授Freedman，2017年在《科學(xué)》期刊上綜述了,，過去十多年不同的研究團(tuán)隊(duì),，利用不同的方法對(duì)于Hubble常數(shù)的測(cè)量結(jié)果。圖6的藍(lán)點(diǎn)表示用距離階梯方法校準(zhǔn)后的Ia型超新星對(duì)于Hubble常數(shù)的測(cè)量,；紅點(diǎn)表示用宇宙微波背景輻射和重子聲學(xué)震蕩方法所測(cè)量的Hubble常數(shù),。不難看出，在本世紀(jì)初的時(shí)候,，由于二者的數(shù)據(jù)誤差都較大所以可以統(tǒng)計(jì)地認(rèn)為二者結(jié)果一致,。然而在最近幾年，隨著歐空局發(fā)射的觀測(cè)宇宙微波背景輻射的Planck衛(wèi)星數(shù)據(jù)的釋放,，以及利用更為準(zhǔn)確的距離階梯的校正方法,，標(biāo)準(zhǔn)尺以及標(biāo)準(zhǔn)燭光法各自對(duì)于Hubble常數(shù)的測(cè)量精度都向著1%的目標(biāo)精度邁進(jìn)。但二者的測(cè)量結(jié)果之間卻顯示出巨大的差異,，以至于難以用數(shù)據(jù)的統(tǒng)計(jì)誤差去解釋,。 Freedman拿這兩組數(shù)據(jù)作對(duì)比是十分有講究的。因?yàn)樗鼈兎謩e代表了我們利用宇宙早期和晚期不同時(shí)期的數(shù)據(jù)對(duì)于Hubble常數(shù)進(jìn)行的,、端到端（End-to-End）的估計(jì),。如果這兩組結(jié)果都沒有問題，那么一定意味著我們對(duì)于協(xié)和宇宙學(xué)模型的認(rèn)知出現(xiàn)了重大問題,！舉一個(gè)不太恰當(dāng)?shù)睦?，這正如：我們根據(jù)一個(gè)孩子剛出生幾個(gè)月的身高，加上我們所掌握的兒童生長(zhǎng)曲線去預(yù)測(cè)這個(gè)孩子成年后的身高應(yīng)為正常人的身高,。但十八年后,，發(fā)現(xiàn)這個(gè)孩子卻長(zhǎng)成了個(gè)巨人,。 新玩家入場(chǎng) 為了判斷上面分析中所做的論述，目前我們亟需要更多的新玩家（獨(dú)立的測(cè)量手段）,，對(duì)Hubble常數(shù)進(jìn)行高精度的測(cè)量,。在諸多備選方案當(dāng)中，目前看上去最有希望的一個(gè)是來自于強(qiáng)引力透鏡系統(tǒng)的時(shí)間延遲測(cè)量方案,，另一個(gè)是來自于引力波的標(biāo)準(zhǔn)汽笛（Standard Sires）方案,。 對(duì)于前者，所謂強(qiáng)引力透鏡現(xiàn)象,，就是指由于引力效應(yīng)造成的光線偏折效應(yīng)強(qiáng)大到可以由單個(gè)源產(chǎn)生多個(gè)像（如萬花筒一樣）,。這種效應(yīng)往往發(fā)生在背景星系與質(zhì)量巨大的透鏡體在視線方向上幾乎共線的情況之下。相同源發(fā)出的光經(jīng)過不同傳播路徑到達(dá)觀測(cè)者,，使得后者看到多像,。由于光沿不同路徑到達(dá)地球，其路程（光程）長(zhǎng)短不一,，這就使得：如果背景源發(fā)生短時(shí)標(biāo)的光度變化,，那么多個(gè)像之間的光變曲線應(yīng)當(dāng)形狀一致，但相互之間稍有時(shí)間差,。這個(gè)時(shí)差越大,，標(biāo)志著不同光路的光程差越大。而后者與透鏡體的性質(zhì)與Hubble常數(shù)相關(guān),。利用強(qiáng)引力透鏡系統(tǒng)的多像的位置信息,，我們可以很好地把透鏡體的性質(zhì)重構(gòu)出來。這樣,，這個(gè)時(shí)差就只跟Hubble常數(shù)相關(guān)了。利用這種多像之間的時(shí)間延遲現(xiàn)象,，我們可以估計(jì)Hubble常數(shù)的數(shù)值,。最近的，H0LiCOW項(xiàng)目團(tuán)隊(duì)4,，利用3個(gè)這樣的類星體強(qiáng)引力透鏡系統(tǒng),，成功地將對(duì)于Hubble常數(shù)的測(cè)量誤差提高到了4%左右。但是,，相比于前兩種方案,，目前該方法的精度還不夠給出決定性的判斷。 對(duì)于標(biāo)準(zhǔn)汽笛,，最成功的案例來自于前不久發(fā)現(xiàn)的雙中子星并合事例GW170817 5. 通過引力波的波形原則上我們可以很好地估計(jì)出波源距離我們的距離,，而通過對(duì)于引力波源所在的宿主星系的光度以及光譜的測(cè)量我們可以確定紅移以及速度信息。進(jìn)而,，利用Hubble定律（公式1）我們便可以測(cè)量Hubble常數(shù)了,。但由于當(dāng)前測(cè)量精度不足的原因,，目前的測(cè)量精度還遠(yuǎn)在10%以上，同樣地難以給出確定性的判據(jù),。但該方法相比于其他方案的優(yōu)勢(shì)在于其距離的確定來自于完全獨(dú)立于電磁信號(hào)的引力波窗口,，其物理性質(zhì)極為清晰，是未來極具有希望的方法,。 本文簡(jiǎn)要地回顧了,，在過去近一個(gè)世紀(jì)的時(shí)間里，人類對(duì)于Hubble常數(shù)的測(cè)量歷程,?？梢载?fù)責(zé)任地說，目前我們已經(jīng)來到了一個(gè)測(cè)量該量的一個(gè)關(guān)鍵時(shí)間節(jié)點(diǎn),。未來的五到十年間,，我們有可能將對(duì)Hubble常數(shù)的測(cè)量推進(jìn)到1%的精度以內(nèi)。這對(duì)于人類了解宇宙演化規(guī)律具有十分重要的意義,。 【參考文獻(xiàn)】
4. Bonvin et al. Mon.Not.Roy.Astron.Soc. 465 (2017) no.4, 4914-4930 5. LIGO-VIRGO COLLABORATION et al. Nature 551 (2017) no.7678, 85-88 本文經(jīng) 中科院理論物理研究所 本文經(jīng) 中科院理論物理研究所 微信公眾號(hào)授權(quán)轉(zhuǎn)載 |
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