韦伯看见早期宇宙里的大星系，真的把理论推翻了吗？

如果给一个刚上幼儿园的孩子拍照，照片里却站着一个两米高的成年人，你的第一反应会是什么？年龄记错了，照片认错了，还是他真的长得太快？韦伯望远镜看向早期宇宙时，天文学家遇到了有点相似的麻烦：一些遥远目标，亮得让人怀疑它们是不是来得太早、长得太大。

于是，“宇宙模型错了”“大爆炸被推翻”这样的标题迅速出现。

一张深空照片，仿佛把几代人的理论同时掀了桌。

可是，如果你把那些小小的红色亮点放大，最关键的问题才刚开始：我们看到的光，到底由谁发出来？这处答案的差别，足以改变一整个星系的“体重”。

韦伯擅长观察红外光。

宇宙膨胀会拉长遥远天体发出的光的波长，原本较短波长的光，抵达我们时可能已经进入红外范围。

它能够帮助人类观察很早的星系，看到恒星与黑洞成长初期留下的光。

那里不是今天的现场，而是经过漫长旅程，终于到达望远镜的旧画面。

早期宇宙的麻烦，是时间不太够用。

气体要聚集，恒星要形成，小系统要成长，有时还要经历合并。

如果在宇宙诞生仅几亿年后的画面里，就出现许多看起来十分庞大的星系，研究人员当然会追问：已有的成长模型是否把某些过程算慢了？或者我们估计它们质量的方法，有没有偏差？

注意照片并不会直接显示质量。

望远镜接收到光，研究人员再结合距离、光谱与恒星模型，估计目标拥有多少恒星。

这个过程有点像夜里远看一栋楼，通过亮着的窗户估计住了多少人。

你得知道窗户平均有多亮，也得判断有没有一盏特别强的探照灯，把整栋楼照得比实际更热闹。

早期星系里的恒星，未必与附近星系的恒星具有相同年龄分布。

年轻的大质量恒星很亮，少量这样的恒星就能贡献许多光；尘埃又会改变不同波段的亮度。

即便确实来自恒星，怎样把光换算成质量，仍需要谨慎。

看起来很亮，可以是星很多，也可以是某些星特别能发光。

那盏“探照灯”还有一个更惊人的候选者：正在吞吃物质的黑洞。

黑洞自身不把内部的光送出来，但周围落入的气体会在复杂运动中变热并释放强烈辐射。

如果一部分亮光来自这种过程，却都被算成恒星发出的光，星系中的恒星质量就可能被高估，像把舞台灯也算成了观众。

韦伯发现的一类紧凑红色目标，被称为“小红点”。

这个名字几乎没有替它们做解释，只是把观测到的样子记下来。

它们很小、很红，有些光谱里还出现宽阔的氢谱线，提示发光气体有很大的运动速度。

正在吸积的黑洞，是解释部分目标的重要方向，但整类对象的性质仍有争论。

所以，把一张图里每一个红点都叫“过于巨大的星系”，会过早给它们定身份。

研究人员需要继续测光谱，查看不同波长的特征，比较黑洞、气体、恒星各自可能贡献多少。

第一张照片给的是线索，后续测量才逐渐拆开线索里混在一起的东西。

这也解释了为什么新闻里的结论会变化。

2024年，一项对韦伯早期星系的研究就强调，部分目标的光可能受到黑洞贡献影响，剔除这种干扰后，某些原先夸大的恒星质量可以降下来。

它没有让所有问题消失，却说明一个很现实的反转：所谓“宇宙没时间造出它”，有时可能是我们一开始把它估得太重了。

但别马上走到另一个极端，说这些发现原来只是误会。

即使修正了部分质量，早期星系为什么如此明亮、恒星形成效率怎样、黑洞为什么那么早成长起来，依然需要研究。

韦伯带来的价值，恰恰是让这些问题有了更详细的证据。

原本模糊的远方，现在终于能提出更尖锐的问题了。

这里还藏着一个层级差别。

宇宙学模型描述宇宙整体怎样膨胀、物质成分如何影响大尺度演化；星系形成模型则要处理气体冷却、恒星形成以及能量反馈。

后一层里某些参数需要修改，并不自动意味着前一层已经崩塌。

厨房里的烤箱温度估错了，不能立刻证明整栋楼的建筑图是假的。

当然，整体模型也不是不可挑战的。

假如大量独立观测持续出现无法解释的矛盾，就需要认真检查基础假设。

但要达到这一步，得排除测量偏差、目标识别错误和模型中的普通不确定性。

一个诱人的候选体，或者一篇刚出来的分析，还不足以替所有证据宣布最后结局。

远方目标的距离也需要核实。

几种滤镜中的颜色可以帮助挑选很遥远的候选星系，却可能被较近的尘埃丰富目标混淆。

光谱能提供更可靠的红移信息。

因此，你看到“最远候选星系”时，要留意候选两个字；完成进一步确认以后，才更适合拿它的年龄去检验宇宙成长的速度。

已经确认的早期星系同样令人吃惊。

例如韦伯对JADES-GS-z14-0的光谱观测，显示我们看到的是大爆炸后约2.9亿年的它。

这个具体例子告诉人类，很早的宇宙已经能形成明亮星系。

它不必被包装成“当天推翻全部理论”，也足以让研究人员重新琢磨气体如何快速变成恒星。

还有些研究，正在探索被浓密气体包围的黑洞，是否能解释部分小红点的表现。

听起来像科幻的“黑洞星”，在这里指的是一类模型解释，不是已经给每个红点确定了户口。

不同模型要接受光谱等观测的检验，哪一项能同时解释更多特征，哪一项才更有说服力。

对普通读者来说，这种一步步修正往往没有“理论全错”那么痛快。

可真实的探索就发生在这里：同一束光中到底包含多少恒星，多少发热气体，目标究竟多远？每答对一个问题，宇宙的历史就少一点模糊。

被修改的数值，是更接近真实的代价，不是科学不许承认的丢脸现场。

你还可以做一个小小的阅读检查。

新闻说“过于庞大”，究竟指尺寸大，还是推断的恒星质量高？说“太早出现”，距离有没有光谱确认？说“模型解释不了”，是哪个模型、哪组假设？这几个问题一问，许多看起来气势汹汹的标题，就会恢复成一项具体研究本来的样子。

目前，韦伯的早期星系观测正在推动对星系与黑洞形成的研究，不能据此断言大爆炸已被推翻。

未来也可能出现迫使我们进一步改理论的新证据，没有人能提前把门关上。

但改多少、改哪一层，应该由可重复的观测决定，不能由一张照片配上的惊叹号决定。

那张深空照片依然值得多看一会儿。

画面里的小亮点，有些把我们带到宇宙刚开始形成星系的年代。

人类第一次看清它们，就发现以前设想的成长过程可能还不够完整。

最让人想继续追下去的，其实是这个尚未结束的故事：在那么年轻的宇宙里，究竟是谁先把灯打开了？

量子信息+熵，能解释宇宙的演化吗

它说，一个系统的熵只会随时间增加，不会减少。

这也是唯一一条能指明"时间箭头"朝哪走的物理定律。

熵，说白了就是无序的程度：熵越低，结构越有序；熵越高，越散乱。

糖从浓处向淡处扩散、气体膨胀、咖啡放凉，背后都是熵在增加。

人们相信，宇宙的演化也遵循这条定律。

宇宙早年处于低熵状态，一路演化到高熵。

可就在这个过程中，宇宙造出了一些极其复杂的结构——星系就是代表。

星系的熵很低，却是在一个高熵的环境里形成的。

这看起来像是在违反第二定律。

这个存在已久的矛盾，正是物理学家金妮斯特拉·比安科尼想解决的难题。

引力、熵与量子信息的交织，是比安科尼理论的视觉主题（图片来源：Physics World） 在爱因斯坦的广义相对论里，有个叫"度规"的数学对象，描述时空是怎么弯曲的；物质沿着这条弯曲走，就表现成了引力。

而在量子力学里，"算符"是对量子态做变换的数学工具。

比安科尼的关键一步，就是把这个"度规"当成量子算符来用，用量子化的方式描述时空的几何。

这样一来，会冒出两个"度规"：一个是"真实"的时空度规，一个是由物质和能量诱导出来的度规。

两者之间"差多少"，用量子信息论里的一个量来度量，叫量子相对熵。

正是这两个几何之间的量子相对熵，决定了时空怎么演化——换句话说，它给出的运动方程，就是引力。

在低曲率极限下，这套方程能精确还原爱因斯坦的广义相对论。

可一旦超出这个极限，方程就得被一个叫"G场"的对象修正。

G场生出一个暗能量项，而且是动态的。

暗能量被认为是直接推动宇宙膨胀的东西；在标准广义相对论里，它由静态的宇宙学常数驱动。

现在冒出一个动态的暗能量项，就有了被实验检验的机会。

比安科尼又把这套理论用到了弗里德曼-罗伯逊-沃克（FRW）宇宙模型上。

这是广义相对论对宇宙行为的一级近似，假设宇宙各向同性、处处均匀、且在膨胀。

膨胀由宇宙的主导成分驱动——暗物质、普通物质，或辐射。

宇宙膨胀时，体积变大，总熵也跟着变大。

但正因为体积涨得更快，单位体积里的熵——也就是熵密度——反而随时间下降。

总熵在涨，局部熵密度却在降，这就给了星系、甚至生命这类低熵结构一个在膨胀宇宙里被造出来的机制。

那这算不算违反第二定律？比安科尼用非空的 FRW 宇宙算了一遍总熵：要把熵密度在整个时空区域上积分，而因为体积随时间变大，总熵成了时间的函数——膨胀的速度超过了熵密度衰减的速度。

所以对辐射主导和物质主导的宇宙，总熵依然随时间增加，第二定律照样成立，尽管局部熵密度在下降。

比安科尼强调，GfE 理论还很年轻，需要实验来验证。

但这项工作揭示了它内在的热力学本质，为经典引力与量子引力都打开了新路——把引力用"量子信息"和"熵"来表述，也许正是通向"量子化引力"这个百年难题的另一条路径。

引力，也许并不是什么神秘的基本力，而只是信息与熵的必然结果。

若真如此，宇宙为什么要演化、为什么能长出星系和生命，答案也许就藏在这条最普通的第二定律里。

来源：S. Jones, "Could quantum information theory explain universe evolution?" Physics World, 14 Sep 2026. 报道所引研究：G. Bianconi, Physical Review D.

追踪13.4万亿个暗物质！百亿亿次超算用4天完成这场模拟

每次模拟都追踪了13.4万亿个暗物质粒子在286亿光年宽度区域内的演化过程。

这一成果有助于科学家研究宇宙暴胀，并为分析大型巡天观测数据提供重要支撑。

左图为百亿亿次级模拟生成的全天空光锥图；右图外圈显示宇宙微波背景辐射，扇区分别展示视线速度（红/蓝）、物质密度（灰）和引力势（绿/蓝）。

图片来源： 美国阿贡国家实验室 宇宙暴胀理论认为，极早期宇宙曾经历一段短暂而剧烈的快速膨胀。

这一过程将微观量子涨落拉伸到宇宙尺度，留下微小的密度差异；随后，引力把这些差异不断放大，最终形成我们今天看到的星系、星系团和宇宙大尺度结构。

然而，暴胀背后的具体物理机制仍未完全确定。

通过研究物质在宇宙中的分布，有望找到更多线索，探索宇宙最早期的秘密。

暗物质无法被望远镜直接看见，却凭借引力主导星系形成，并塑造更大尺度的宇宙结构。

在模拟中，暗物质粒子被用作暗物质密度和速度分布的“示踪剂”，团队由此得以追踪宇宙结构跨越数十亿年的演化轨迹。

标准宇宙暴胀模型预测，早期宇宙的密度涨落服从高斯分布，也就是最简单的一类随机模式。

科学家正努力寻找其中可能存在的微小偏差，即“原始非高斯性”。

一旦发现可测量的偏差，就可能暗示暴胀时期还存在其他场、相互作用或动力学过程，从而帮助区分关于宇宙最初时刻的不同理论。

然而，这类信号极其微弱，还可能被“宇宙方差”掩盖——由于观测只能采样宇宙的有限体积，统计不确定性难以完全消除。

因此，探测此类信号需要覆盖最大宇宙尺度的超大规模模拟。

而如此规模的模拟对算力要求极高。

团队在阿贡国家实验室的“极光”超级计算机上完成了计算。

模拟及大部分数据分析约4天完成，目标正是揭示宇宙暴胀的物理本质。

这些模拟数据将助力分析多项大型巡天项目，包括美国能源部支持的暗能量光谱仪（DESI）和NASA的SPHEREx任务，两者目前均处于数据采集阶段。

模拟与前沿观测相互印证，将共同描绘出更为精细的宇宙图景，推动人类对宇宙起源与演化的探索。

来源：科技日报