⚛️ high-energy experiments

Measurement of the Hubble constant with high-energy neutrinos

本文通过利用来自12个赛弗特星系的高能天体物理中微子，展示了首次基于中微子的新型距离阶梯方法的观测实现，用于测量哈勃常数，得出的结果为 $H_0 = 49^{+40}_{-30}\,\mathrm{km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}}$ ，该结果与现有测定值一致，同时展示了一种不受电磁传播系统误差影响的新颖方法。

原作者： Gonzalo Herrera, Nicholas Kamp, Carlos A. Argüelles

发布于 2026-08-04

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CC BY 4.0

原作者： Gonzalo Herrera, Nicholas Kamp, Carlos A. Argüelles

原始论文采用 CC BY 4.0 许可（http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/）。 ✨ 这是对下方论文的AI生成解释。它不是由作者撰写或认可的。如需技术准确性，请参阅原始论文。阅读完整免责声明

把宇宙想象成一个巨大的、正在膨胀的气球。几十年来，科学家们一直试图精确测量这个气球膨胀的速度。这个速度被称为哈勃常数（ $H_0$ ），了解它至关重要，因为它告诉了我们宇宙的年龄以及它将如何终结。但棘手的地方在于：要测量膨胀速度，你首先需要知道遥远天体的确切距离。测量宇宙距离就像是在黑暗的房间里，仅凭朋友声音的大小来猜测他离你有多远。通常，我们使用光（光子）作为我们的“声音”。但光是一个反复无常的信使；它会被尘埃阻挡，被气体吸收，被云层散射，这使得很难得知声音最初到底有多响。这导致了物理学界的一个巨大分歧：一组使用宇宙中最古老的光的科学家认为气球正以一种速度膨胀，而另一组使用爆炸恒星的科学家则认为速度更快。这被称为“哈勃张力”，是现代物理学中最大的谜团之一。

现在，请想象一个不在乎尘埃、气体或黑暗的信使。中微子登场了：这是一种微小的、幽灵般的粒子，它可以穿过整个行星而不发生任何碰撞。因为它们在传播过程中不会受到衰减，所以中微子是测量宇宙距离的完美工具，不会受到干扰光线测量的“静电”影响。在这项新的研究中，一个研究小组决定尝试一个大胆的实验：使用来自活跃星系的高能中微子作为一把新的尺子来测量宇宙的膨胀。他们不仅仅是在进行模拟；他们查看了来自冰立方中微子天文台（IceCube Neutrino Observatory）的真实数据，该天文台埋在南极洲的冰层之下，等待着这些幽灵粒子穿过。

该团队专注于 12 个特定的星系，称为塞弗特星系（Seyfert galaxies）。这些是宇宙中的能量中心，其中心拥有超大质量黑洞，周围环绕着由等离子体组成的炽热、发光的“日冕”。研究人员利用了一个基于这些星系发出的两种能量类型之间的关系的巧妙技巧：X 射线和中微子。把日冕想象成一个厨房。X 射线是来自炉灶的热量，而中微子则是食物烹饪时的气味。科学家们假设，如果你知道炉灶有多热（X 射线的亮度），你就可以预测气味应该有多浓（中微子的亮度）。如果对于给定的热量，气味比预期的更弱或更强，它就会告诉你这个厨房离你有多远。

利用冰立方 14 年的数据，该团队发现，对于这 12 个星系，X 射线热量与中微子气味之间的关系并不是简单的 1 比 1 匹配。相反，他们发现随着星系在 X 射线方面变得更加明亮，中微子信号的增长并没有某些理论预测的那样快。具体来说，他们测得了一个斜率值 $\beta = 0.67^{+0.16}_{-0.25}$ 。这一结果表明，“厨房”并不是完全高效的；随着星系变得更加明亮，中微子的产生效率会降低，这在约 2 个标准差的确定度下，排除了一个特定的“热量计”极限（即在效率完美的情况下， $\beta$ 的值为 1）。

利用这把新校准的“中微子尺子”，他们计算出了哈勃常数。他们的结果是 $H_0 = 49^{+40}_{-30}$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ 。虽然这个数字有一个很大的误差范围（这意味着真实值可能在 19 到 89 之间），但这是一个突破性的第一步。它表明中微子确实可以被用作新的宇宙学工具，不受干扰光线测量的尘埃和气体的影响。该结果介于以往研究的两个冲突数值之间，这表明中微子最终可能有助于解决哈勃张力，但就目前而言，这一测量更多的是一种概念验证，而非最终答案。作者强调，尽管不确定性很大，但该方法是可靠的，并为观察膨胀宇宙提供了一种全新的、不受系统误差影响的方法。

技术摘要：利用高能中微子测量哈勃常数

问题陈述
确定宇宙的尺度并解决“哈勃张力”（即早期宇宙 [Planck CMB] 与晚期宇宙 [造父变星-超新星] 测定的哈勃常数 $H_0$ 之间约 $5\sigma$ 的差异）是现代宇宙学的一个核心挑战。几乎所有现有的距离探测手段都依赖于光子，而光子受限于传播过程中的系统误差，包括尘埃消光、星际吸收、散射以及复杂的辐射传输建模。这些效应引入了难以从源固有属性中解耦的不确定性。利用一种在宇宙中无衰减传播的信使进行距离测量，将能够完全绕过这些电磁系统误差。

方法论
本研究引入了宇宙距离阶梯上的一个新台阶，利用来自点源的高能天体物理中微子作为“标准烛光”。该方法依赖于塞弗特星系（Seyfert galaxies）冕层中中微子光度 ( $L_\nu$ ) 与 X 射线光度 ( $L_X$ ) 之间的物理相关性，该关系由幂律关系描述：
$L_\nu = \kappa L_X^\beta$
其中 $\kappa$ 是归一化常数， $\beta$ 是编码冕层物理性质的斜率。

分析利用了来自 IceCube 14 年公开点源发布数据中识别出的 12 个经 X 射线选定的塞弗特星系。其方法流程如下：

锚定（Anchoring）： 该阶梯通过 NGC 1068 的非红移距离进行锚定，该距离结合了造父变星和红巨星支端（TRGB）的测量结果（ $10.93 \pm 0.74$ Mpc）。这打破了归一化系数 $\kappa$ 与 $H_0$ 之间的简并。
数据提取： 使用应用于 14 年 IceCube 数据的 SkyLLH 无分类似然框架，提取每个源的中微子信号计数 ( $\hat{n}_s$ ) 及其不确定性。X 射线通量 ( $F_X$ ) 取自 BASS（BAT AGN 光谱调查），并经过吸收校正。
似然构建： 作者在光度空间中构建了一个高斯似然函数。预测的中微子信号通过光度距离 $d_L(z, H_0)$ 取决于哈勃常数。具体而言，预期信号随 $d_L^{2(\beta-1)}$ 比例缩放。如果 $\beta = 1$ （热量计极限），则距离依赖性会抵消，使得该方法对 $H_0$ 失去敏感性。因此，需要一个非单位值的斜率来进行测量。
统计推断： 在参数空间 $\{H_0, \beta, d_{1068}\}$ 上进行马尔可夫链蒙特卡洛（MCMC）分析。在每次似然评估时， $\kappa$ 被解析地剖析（profiled out）。分析考虑了本征速度和 CMB 系红移校正，特别是针对低红移源。

关键结果
利用这 12 个源的样本，作者报告了首次利用高能天体物理中微子对哈勃常数的测量结果：
$H_0 = 49^{+40}_{-30} \text{ km s}^{-1} \text{ Mpc}^{-1} \quad (68\% \text{ 置信区间})$
同时进行的分析还得到了首次对中微子-X 射线光度斜率的群体水平测量：
$\beta = 0.67^{+0.16}_{-0.25} \quad (68\% \text{ 置信区间})$

主要发现与物理意义

亚热量计斜率（Sub-calorimetric Slope）： 数据倾向于亚线性斜率 ( $\beta < 1$ )，在约 $2\sigma$ 水平上排除了热量计极限 ( $\beta = 1$ )。这表明在这些塞弗特冕层中，随着源亮度增加，单位 X 射线光度的中微子产生效率变得更低。作者认为这可能是由于在稠密且磁化程度高的冕层中，次级强子/μ 子子的同步辐射冷却或贝特-海特勒（Bethe–Heitler）电子对产生损失所致。
与现有探测工具的一致性： 测得的 $H_0$ 在 $1\sigma$ 范围内与 Planck CMB 值 ( $67.4 \pm 0.5$ ) 以及 SH0ES 造父变星-超新星值 ( $73.0 \pm 1.0$ ) 均保持一致，尽管较大的不确定性使得该测量目前无法解决哈勃张力问题。
系统误差自由度： 该测量不受电磁传播系统误差（消光、散射）的影响。主要的误差来源于中微子数据的单源计数统计以及中微子-X 射线关系中的固有离散（被吸收进 X 射线通量的误差中）。

意义与主张
本文声称证明了高能中微子作为一种新型宇宙测量工具的可行性。其主要意义在于建立了一个新的宇宙距离阶梯，其中仅在局部锚点（NGC 1068）需要使用光子，而在向观测者传播的过程中无需光子。虽然目前的精度受限于样本量较小和 IceCube 的有效面积，但作者预计，即将到来的 IceCube-Gen2 天文台（其有效面积将增加约 8 倍）可以通过约 50 个已解析的源，将 $H_0$ 的不确定性降低至 $\sim 16\text{--}20 \text{ km s}^{-1} \text{ Mpc}^{-1}$ 。这项工作确立了中微子可以提供独立的距离约束，且不受限制当前所有其他距离探测手段的尘埃和吸收系统误差的影响。

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