我们对宇宙的最佳理解植根于称为LCDM的宇宙学模型。CDM代表冷暗物质，宇宙中的大部分物质不是恒星和行星，而是一种奇怪的黑暗且几乎看不见的物质形式。L(或lambda)代表暗能量。它是广义相对论方程中用来描述哈勃参数或宇宙膨胀率的符号。尽管LCDM模型与我们的观察结果非常吻合，但它并不完美。我们收集的关于早期宇宙的数据越多，它似乎就越不完美。

解决哈勃张力需要的不仅仅是早期暗能量

一个主要的困难是，我们对哈勃参数的各种测量越来越不一致。例如，如果我们使用宇宙微波背景的涨落来计算该参数，我们得到的值约为每兆秒差距68公里/秒。如果我们观察遥远的超新星来测量它，我们得到的值约为每兆秒差距73公里/秒。过去，这些值的不确定性足够大，以至于它们重叠，但现在我们对它们的测量精度如此之高，以至于它们确实不一致。这被称为哈勃张力问题，是目前宇宙学最深奥的谜团之一。

解开这个谜团的大部分努力都集中在更好地了解暗能量的本质上。在爱因斯坦的早期模型中，宇宙膨胀是时空结构的固有部分，是一个以稳定速率膨胀宇宙的宇宙学常数。但也许暗能量是一种奇特的标量场，它允许可变的膨胀率，甚至根据你观察的方向而略有不同的膨胀。也许在早期星系时期该速率较大，然后减慢，因此出现了不同的观测结果。我们对暗能量知之甚少，因此存在很多理论上的可能性。

也许调整暗能量可以解决哈勃张力，但桑尼·瓦格诺齐(SunnyVagnozzi)并不这么认为。在最近上传到arXiv预印本服务器的一篇文章中，他概述了怀疑暗能量不足以解决问题的七个原因。这是一个按字母顺序排列的数据列表，显示了这个宇宙学之谜的深度。

遥远物体的年龄

这背后的想法很简单。如果你知道十亿光年外的恒星或星系的年龄，那么你就知道宇宙至少在十亿年前就有那么古老了。如果这个时代不同意LCDM，那么LCDM一定是错的。例如，有一些恒星似乎比宇宙还要古老，大爆炸怀疑论者经常指出这些恒星反驳了大爆炸。这是行不通的，因为这些恒星的年龄不确定，比宇宙还年轻。但你可以将这个想法扩展为宇宙学测试。确定不同距离处数千颗恒星的年龄，然后使用统计数据来测量不同历元的最小宇宙学年龄，并据此计算最小哈勃参数。

一些研究利用一系列天空调查对此进行了研究。确定恒星和球状星团的年龄特别困难，因此所得数据有点模糊。虽然可以将数据拟合到我们通过直接测量获得的哈勃参数范围，但年龄距离数据表明宇宙比LCDM允许的要古老一些。换句话说，如果年龄数据确实准确，那么宇宙年龄和恒星年龄之间就存在差异。这是一个很大的假设，而且还远未得出结论，但值得进一步探索。

重子声振荡

常规物质由重子和轻子组成。原子中的质子和中子是重子，电子是轻子。因此，重子物质是我们每天看到的常见物质类型，而不是暗物质。重子声振荡(BAO)是指早期宇宙中物质密度的涨落。当宇宙处于热致密状态时，这些波动就像声波一样在宇宙中荡漾。随着宇宙的膨胀，密度更大的区域形成了星系和星系团的种子。这些星团的规模是由宇宙膨胀驱动的。因此，通过观察整个宇宙的BAO，我们可以研究暗能量随时间的演变。

BAO的优点在于它将我们今天看到的星系分布与宇宙微波背景(CMB)期间宇宙的暴胀状态联系起来。这是一种将早期哈勃参数值与最新值进行比较的方法。这是因为早期膨胀限制了声波的传播距离。当时的膨胀率越高，声波范围就越小。它被称为声学视界，它不仅取决于膨胀率，还取决于当时物质的密度。当我们比较BAO和CMB的观测结果时，它们确实一致，但仅限于处于观测极限边缘的物质水平。换句话说，如果我们能够更好地测量宇宙中物质的密度，我们就可以拥有CMB/BAO张力，就像我们目前拥有的哈勃张力一样。

哈勃参数的超新星和宇宙微波背景测量都依赖于连锁模型的支架。超新星测量取决于宇宙距离阶梯，我们使用各种观测模型来确定更大的距离。CMB测量依赖于LCDM模型，该模型的参数(例如物质密度)存在一些不确定性。宇宙天文钟是哈勃参数的观测测量，不依赖于模型。

其中一项措施使用天体物理微波激射器。在某些条件下，黑洞吸积盘中的热物质可以发射微波激光。由于这种光具有非常特定的波长，该波长的任何偏移都是由于相对运动或宇宙膨胀造成的，因此我们可以直接从微波激射器的整体红移中测量膨胀率，并且我们可以测量与吸积盘。这些都不需要宇宙学模型假设。

另一种方法使用引力透镜。如果附近的星系恰好位于我们和遥远的超新星之间，那么来自超新星的光可以在星系周围发生引力透镜效应，从而产生超新星的多个图像。由于每张图像的光线传播的路径不同，因此每张图像到达我们手中的时间也不同。如果幸运的话，我们可以多次看到超新星。通过结合这些观测结果，我们可以直接测量哈勃参数，同样无需任何模型假设。

脉泽方法给出的哈勃参数约为72–77(km/s)/Mpc，而引力透镜方法给出的值约为63–70(km/s)/Mpc。这些结果是暂时的、模糊的，但看起来即使是独立于模型的哈勃参数测量也无法消除张力问题。

下降红移

在广义相对论中，哈勃参数是恒定的。Lambda是一个宇宙常数，以稳定的速度推动膨胀。这意味着暗能量的密度在时间和空间上都是均匀的。一些奇异的未知能量可能会驱动额外的膨胀，但在最简单的模型中，它应该是恒定的。所以遥远星系的红移应该与距离成正比。由于星系在空间中的实际运动，红移可能会有一些微小的变化，但总的来说应该存在一个简单的红移关系。

但有一些证据表明哈勃参数不是恒定的。对较近星系引力透镜作用下的遥远类星体的调查计算了六个不同红移距离下的哈勃值。这些值的不确定性相当大，但结果似乎并不聚集在单个值周围。相反，近距离透镜的哈勃参数似乎高于更远透镜的哈勃参数。最佳拟合将哈勃参数设置为大约73(km/s)/Mpc，但这假设是一个恒定值。

早期整合萨克斯-沃尔夫效应

当我们观察来自宇宙微波背景的光时，我们并没有完全清晰的视野。宇宙微波背景光必须穿越数十亿光年才能到达我们，这意味着它通常必须穿过星系团的密集区域和星系之间的巨大空隙。当它这样做时，光可能会因团簇和空洞的引力变化而发生红移或蓝移。因此，宇宙微波背景区域可能会比实际情况显得更暖或更冷。这称为综合萨克斯-沃尔夫(ISW)效应。

当我们观察CMB内部的波动时，大多数波动都符合LCDM模型预测的规模，但也有一些较大规模的波动并非如此，我们称之为异常。大多数这些异常现象可以通过综合萨克斯-沃尔夫效应来解释。这与宇宙膨胀的关系在于，由于大多数ISW发生在宇宙的早期，它限制了你可以在多大程度上调整暗能量来解决张力问题。您不能简单地改变早期膨胀率而不在某种程度上考虑CMB异常。

一般来说，我们的宇宙学模型取决于两个参数：暗能量的比例和物质的比例。正如暗能量推动宇宙膨胀，使星系彼此远离一样，暗物质和常规物质也对抗宇宙膨胀。我们主要通过星系团看到物质密度的影响，但宇宙中物质的总体密度也会抑制观测到的膨胀率。

宇宙物质密度可以通过许多与确定宇宙膨胀相同的观测测试来确定。他们普遍认为物质密度约为宇宙总质能的30%，但早期宇宙观测的趋势要低一些。本身不是问题，但增加早期宇宙的膨胀率往往会使这个问题变得更糟，而不是更好。

星系功率谱

在这种情况下，功率谱有点用词不当。它与星系拥有的能量无关，而与星系聚集的规模有关。如果你观察整个宇宙中星系的分布，你会看到小星系团、大星系团以及介于两者之间的一切。在某些尺度上，集群更为常见，而在另一些尺度上，集群则更为罕见。因此，对于天文学家来说，一个有用的工具是创建一个“功率谱”，绘制每个尺度上的星团数量。

星系功率谱取决于宇宙的物质和能量。它还受到大爆炸初始热致密状态的影响，我们可以通过宇宙微波背景看到这一状态。一些银河巡天测量了银河功率谱，例如重子振荡光谱巡天(BOSS)。一般来说，他们指出宇宙膨胀率较低，更接近宇宙微波背景结果。

那么，这意味着什么?

正如人们常说的，这很复杂。应该强调的一件事是，这些结果都不能以任何方式反驳大爆炸。总的来说，我们的宇宙学标准模型有非常坚实的基础。它确实表明，哈勃张力问题并不是唯一徘徊在我们理解边缘的问题。有很多小谜团，它们都以非平凡的方式相互关联。简单地调整暗能量不太可能解决所有问题。这可能需要将所有调整结合在一起。或者它可能意味着对某些基础物理学的全新理解。

我们对宇宙的早期理解已经取得了巨大的进步。我们所知道的比一两年前要多得多。但科学的力量植根于不依赖于我们的成功。无论我们的模型多么成功，它们最终都还不够。