重子声学振荡是什么？它为何能称为宇宙的“标

重子声学振荡是宇宙中可见的重子物质的规则周期性密度涨落。正如超新星可以作为标准烛光， 重子声学振荡的物质成团性也可以作为测量宇宙学距离的标准尺。

重子声学振荡名字听起来高端，其实它就是一个了解宇宙膨胀历史的科学测量方法！今天就了解下它为何物？

想象一下你正在观察宇宙，在宇宙中你会看到一些光点，包括行星、恒星、星系、星系团等等，如果你想用自己所看到的东西来测量宇宙在过去到现在的每时每刻是如何膨胀的。

你会怎么做？

我们如何测量和发现宇宙的膨胀历史

宇宙中的每一个物体都有一些固有的属性，也就是物体本身的物理特性。这包括：

它的质量，

它的大小，

和它的光度（或内禀亮度）。

如果我们的观察仪器足够好，我们就可以直接测量一个物体的表观大小或表观亮度，也就是从我们地球的位置上看，目标物体它看起来有多大或有多亮。

而宇宙中的某些目标对象有其本质上固有的属性。例如我们观察的是一个恒星或星系，那么它的本质属性也可以很容易地测量出来，比如通过其发射线的宽度，光度变化周期，或者它的光曲线的形状！这可以告诉我们所看到的物体的本质。

如果我们能做到以下三件事：

知道一个物体的固有性质，（内禀亮度）

测量物体相同的表观特性，（表观亮度）

测量距离或退行速度/红移，（多普勒效应）

我们就可以了解宇宙是如何在其历史中碰撞的！天文学家已经掌握了两种方法来测量宇宙的膨胀。

一种是利用亮度作为标准去测量：如我们知道某物本质上有多亮，然后再去测量它的表观亮度，我们还知道亮度在膨胀的宇宙中是如何随距离（和红移）变化的，就可以通过这种方式推断宇宙的膨胀历史。当我们使用亮度进行测量时，使用的物体就被称为标准烛光，因为如果我们知道蜡烛的固有亮度，我们只需要测量它看起来有多亮，就可以立刻知道它离我们有多远。这就是哈勃当年使用造父变星和后来人们使用Ia型超新星的例子。

另一种方法是使用物体的大小：如果我们知道一个物体本质上有多大，那么就可以测量它看起来有多大（它的角度大小），而且我们还知道在膨胀的宇宙中大小是如何随着距离（和红移）变化的，就可以知道宇宙是如何演变成现在这个样子的。

使用这样的物理尺寸就被称为标准尺，但唯一被“标准化”的物体是单个恒星的太小。而星系并没有一个标准的大小。

以上就是我们以前常用的两种方法。不过第一种大家更熟悉一些。

重子声学振荡如何揭示宇宙的膨胀历史

当我们了解到宇宙是由什么构成的时候，特别是当我们了解到暗物质的存在以及大爆炸之前的暴胀时期之后，一切都改变了。我们知道，宇宙开始时物质分布几乎是均匀的，在所有尺度上存在微小的波动，或者物质密度比平均密度略大（或略小）的区域。

随着宇宙年龄的增长，引力（以光速运动）可以达到越来越远的地方，导致越来越大的尺度收缩和坍塌。当宇宙还很年轻的时候，气体云并没有冷却到位（温度还很高），如果气体云坍塌得太厉害，那么辐射的压力就会把气体云再推出去。引力又会吸引一部分气体云在次坍缩，如果温度还是很高，那么辐射压力又会被气体云再次推出去，由于气体云是重子物质，这种来回振荡就类似于声波，因此我们称其为重子声学振荡。

这就是为什么我们会在大爆炸的余辉中会看到一些摆动、波动的图案。

随着时间的推移，宇宙的膨胀，第一个大的波动峰值就会转化为一个尺度，在这个尺度上，我们更有可能看到两个相距一定距离的星系。而今天这个距离相当于5亿光年，这意味着如果我们在宇宙中选择一个星系，更有可能在5亿光年的距离上找到第二个星系，而不是在4亿光年或6亿光年。

这种距离尺度（星系之间相互关联的尺度）被称为声学尺度，因为是重子（比如质子）在这些密度过高的区域内来回振荡。造成这种距离相关的现象被称为重子声振荡（BAO），我们可以利用这种红移来测量宇宙膨胀率随时间的变化。

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