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宇宙学观测
卡尔·萨根
"宇宙不仅比我们想象的更奇妙，它比我们能够想象的还要更奇妙。"
宇宙学观测是检验宇宙学模型和探索宇宙起源、演化的关键手段。通过多波段、多信使的观测技术，物理学家得以重建宇宙从大爆炸至今的完整历史，精确测定宇宙的基本参数，并揭示暗物质和暗能量等深层奥秘。
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timeline
title 宇宙学观测里程碑
1929 : 哈勃发现宇宙膨胀
1965 : CMB发现（彭齐亚斯和威尔逊）
1989 : COBE卫星发射
1998 : 宇宙加速膨胀发现（超新星观测）
2001 : WMAP卫星发射
2009 : Planck卫星发射
2015 : LIGO首次探测引力波
2017 : GW170817多信使天文学
2023 : Euclid卫星发射一、宇宙微波背景辐射（CMB）
1.1 发现与性质
1965年，阿诺·彭齐亚斯（Arno Penzias）和罗伯特·威尔逊（Robert Wilson）在贝尔实验室使用一台为卫星通信设计的喇叭天线时，意外发现了一种无法消除的微波噪声。这种噪声具有以下特征：
- 黑体谱：辐射谱完美符合温度为 $T = 2.725 \pm 0.001 \text{ K}$ 的黑体辐射曲线
- 各向同性：在各个方向上的强度几乎完全相同，差异小于十万分之一
- 弥漫全天：来自宇宙各个方向，而非某个特定天体
历史意义
这一发现为大爆炸理论提供了决定性证据，终结了稳恒态宇宙模型的争论。彭齐亚斯和威尔逊因此获得1978年诺贝尔物理学奖。
CMB的物理起源可以追溯到宇宙年龄约38万年时的复合时期（recombination）。在此之前，宇宙温度极高，电子和质子以等离子体形式存在，光子频繁与自由电子散射（汤姆孙散射），宇宙对光子不透明。随着宇宙膨胀冷却，温度降至约3000K时，电子与质子结合形成中性氢原子，光子得以自由传播。这些光子经过138亿年的红移，如今以微波形式被我们观测到。
CMB的黑体谱特性： CMB的能谱是自然界中最完美的黑体谱之一。COBE卫星的FIRAS仪器测量显示，CMB谱与理论黑体谱的偏差小于 $10^{-4}$。这一精确的黑体谱特性证明了早期宇宙处于热平衡状态，是大爆炸理论的关键证据。
偶极各向异性： CMB最大的各向异性是偶极模式，幅度约为 $\Delta T/T \sim 10^{-3}$。这主要是由地球相对于CMB静止参考系的运动引起的多普勒效应。扣除偶极后，CMB的真实各向异性仅为 $\sim 10^{-5}$ 量级。
1.2 CMB各向异性
尽管CMB在大尺度上高度均匀，但精密观测揭示了微小的温度涨落：
$$ \frac{\Delta T}{T} \sim 10^{-5} $$
这些微小的温度差异蕴含着宇宙早期结构形成的种子信息。
角功率谱
CMB各向异性通常用球谐函数展开的角功率谱 $C_\ell$ 来描述： $$ C(\theta) = \sum_{\ell=1}^{\infty} \frac{2\ell+1}{4\pi} C_\ell P_\ell(\cos\theta) $$ 其中 $\ell$是多极矩，对应角尺度$\theta \sim 180°/\ell$。
CMB功率谱呈现出显著的声学峰结构：
- 第一声学峰（$\ell \approx 200$）：对应宇宙空间曲率，峰值位置表明宇宙是平坦的（$\Omega_k \approx 0$）
- 第二声学峰（$\ell \approx 500$）：对重子密度敏感，用于测定 $\Omega_b$
- 第三声学峰（$\ell \approx 800$）：约束物质密度 $\Omega_m$
阻尼尾（Damping Tail）： 在高多极矩（$\ell > 1000$）区域，CMB功率谱呈现指数衰减。这是由于光子在最后散射面上扩散（Silk阻尼）导致的，反映了原初扰动的耗散效应。阻尼尾的测量提供了关于复合物理和原初功率谱截止的重要信息。
1.3 物理起源
CMB各向异性的物理机制包括：
原初密度涨落：暴胀时期的量子涨落被放大为宇宙尺度的密度扰动，这是结构形成的种子。暴胀理论预言原初功率谱接近尺度不变（Harrison-Zel'dovich谱），即 $P(k) \propto k^{n_s}$，其中 $n_s \approx 0.965$（Planck测量值）。这种微小的偏离（$n_s$ 略小于1）是暴胀模型的关键预言之一。
重子声学振荡：在复合之前，重子-光子流体在引力作用下坍缩，但光子压力产生向外的辐射压，形成声波振荡。不同尺度的振荡在复合时刻"冻结"，在功率谱中留下特征印记。声学振荡的物理可以用流体方程描述：
$$ \ddot{\delta}_\gamma + c_s^2 k^2 \delta_\gamma = -k^2 \Phi $$
其中 $\delta_\gamma$ 是光子密度扰动，$c_s = c/\sqrt{3}$ 是声速，$\Phi$ 是引力势。
萨克斯-瓦福效应（Sachs-Wolfe Effect）：
- 普通S-W效应：光子从引力势阱中爬出时损失能量，导致温度降低。在大尺度（$\ell < 100$）上占主导，给出 $\Delta T/T = \Phi/3c^2$
- 积分S-W效应：宇宙加速膨胀导致引力势随时间变化，光子穿过时获得净能量。这是暗能量存在的重要证据之一
多普勒效应： 最后散射面上的重子-光子流体具有宏观运动速度，产生多普勒频移。这在小尺度（高 $\ell$）上对CMB各向异性有贡献。
偏振信号
CMB光子在最后散射面上经历汤姆孙散射会产生偏振。偏振场可分解为：
- E模式：标量密度扰动产生，已被观测确认
- B模式：原初引力波产生，是检验暴胀理论的关键信号，尚未被探测到
1.4 观测设备
CMB观测经历了三代里程碑式的卫星实验：
COBE卫星（1989-1993）：
- 首次精确测量CMB黑体谱，确认温度 $T = 2.725 \text{ K}$
- 首次探测到CMB各向异性，$\Delta T/T \sim 10^{-5}$
- 角分辨率7°，仅能探测大尺度结构
- 三个主要仪器：FIRAS（远红外绝对光谱仪）、DMR（差分微波辐射计）、DIRBE（弥漫红外背景实验）
WMAP卫星（2001-2010）：
- 角分辨率提高到0.2°
- 精确测定宇宙学参数，确立 $\Lambda$CDM 标准模型
- 测量宇宙年龄 $t_0 = 13.7 \pm 0.2 \text{ Gyr}$
- 首次精确测量CMB偏振，确认再电离时代
- 位于日地第二拉格朗日点（L2）
Planck卫星（2009-2013）：
- 角分辨率达5角分，灵敏度达到 $\Delta T/T \sim 10^{-6}$
- 提供最精确的宇宙学参数测量
- 首次精确测量CMB偏振
- 两个仪器：LFI（低频仪器，30-70 GHz）和HFI（高频仪器，100-857 GHz）
- 冷却到0.1K，是太空史上最冷的物体之一
1.5 宇宙学参数
Planck 2018数据给出的关键宇宙学参数：
| 参数 | 符号 | 数值 | 物理意义 |
|---|---|---|---|
| 哈勃常数 | $H_0$ | $67.4 \pm 0.5 \text{ km/s/Mpc}$ | 当前宇宙膨胀速率 |
| 物质密度 | $\Omega_m$ | $0.315 \pm 0.007$ | 物质（包括暗物质）占总能量密度比例 |
| 暗能量密度 | $\Omega_\Lambda$ | $0.685 \pm 0.007$ | 暗能量占总能量密度比例 |
| 重子密度 | $\Omega_b$ | $0.0493 \pm 0.0004$ | 普通物质占总能量密度比例 |
| 曲率 | $\Omega_k$ | $0.001 \pm 0.002$ | 空间曲率，接近零表明宇宙平坦 |
哈勃常数张力
CMB推断的 $H_0$ 与局部测量值存在显著差异（约4.4$\sigma$），这被称为"哈勃张力"，可能暗示新物理的存在。详见七、哈勃常数张力。
二、大尺度结构
2.1 星系巡天
大规模星系巡天通过测量数百万乃至数千万个星系的位置和红移，绘制宇宙的三维分布图：
SDSS（斯隆数字巡天，2000-2008）：
- 测量超过100万个星系的红移
- 覆盖面积：10,000平方度
- 红移范围：$z < 0.3$
- 首次精确测量重子声学振荡特征尺度
2dFGRS（2度视场星系红移巡天，1997-2003）：
- 测量24.5万个星系的红移
- 首次探测到大尺度结构中的BAO信号
DESI（暗能量光谱巡天，2020-至今）：
- 目标测量4000万个星系的红移
- 使用5000个光纤定位器同时观测
- 红移范围：$z < 3.5$
- 将以前所未有的精度测量BAO和红移空间畸变
2.2 相关函数
星系分布的统计性质通过相关函数和功率谱来描述：
两点相关函数： $$ \xi(r) = \langle \delta(\mathbf{x}) \delta(\mathbf{x} + \mathbf{r}) \rangle $$ 其中 $\delta(\mathbf{x}) = \frac{n(\mathbf{x}) - \bar{n}}{\bar{n}}$ 是密度对比。
观测发现 $\xi(r) \propto (r/r_0)^{-\gamma}$，其中 $r_0 \approx 5 \text{ Mpc}$，$\gamma \approx 1.8$。
功率谱： $$ P(k) = \int \xi(r) e^{-i\mathbf{k}\cdot\mathbf{r}} d^3r $$ 功率谱 $P(k)$ 描述了不同尺度上的密度涨落幅度。
重子声学振荡（BAO）： 在功率谱中，BAO表现为一系列周期性振荡，特征尺度约为 $r_s \approx 150 \text{ Mpc}$。这个尺度由复合时刻声波传播的距离决定，可作为"标准尺"测量宇宙几何。
2.3 暗物质分布
暗物质不发光，但通过引力效应可以间接探测其分布：
弱引力透镜： 大尺度结构的引力场使背景星系图像发生微弱畸变（剪切），通过统计大量星系形状的相干扭曲，可以重建前景物质分布。详见四、弱引力透镜。
星系团计数： 星系团的数目随红移的分布对物质密度 $\Omega_m$和密度涨落幅度$\sigma_8$ 敏感。
团簇相关： 星系团之间的空间相关性强于单个星系，因为星系团倾向于聚集在高密度区域（偏袒效应）。
三、超新星观测
3.1 Ia型超新星
Ia型超新星是白矮星吸积伴星物质达到钱德拉塞卡极限（约1.4 $M_\odot$）时发生的热核爆炸：
标准烛光
Ia型超新星具有以下优势：
- 峰值光度一致：经过光变曲线形状校正后，峰值光度分散小于0.1等
- 极其明亮：峰值光度可达 $M_B \approx -19.3$，在数十亿光年外仍可观测
- 光谱特征明确：缺乏氢线，有强硅吸收线，易于与其他类型超新星区分
光度距离： 通过比较观测到的视星等 $m$和绝对星等$M$，可以测定光度距离： $$ d_L = 10^{(m-M+5)/5} \text{ pc} $$
3.2 加速膨胀的发现
1998年，两个独立的研究团队同时公布了令人震惊的发现：
High-z Supernova Search Team（由Brian Schmidt领导）和Supernova Cosmology Project（由Saul Perlmutter领导）分别观测了高红移（$z \sim 0.5$）Ia型超新星，发现：
关键发现
高红移超新星比在物质主导的减速膨胀宇宙中预期的要暗约0.2等，这意味着它们比预期更远。唯一的解释是：宇宙在过去膨胀得更慢，即宇宙正在加速膨胀！
这一发现彻底改变了人们对宇宙演化的认识，暗示存在一种排斥性的"暗能量"驱动加速膨胀。三位关键人物（Perlmutter、Schmidt、Adam Riess）因此获得2011年诺贝尔物理学奖。
3.3 主要项目
High-z Supernova Search（1994-2004）：
- 首批发现宇宙加速膨胀证据的团队之一
- 观测了约50个高红移超新星
Supernova Cosmology Project（1993-2003）：
- 另一个独立发现加速膨胀的团队
- 使用"发现图像"技术提高搜索效率
Pan-STARRS（泛星计划，2010-至今）：
- 使用1.8米望远镜进行全天巡天
- 发现数千个超新星，包括大量Ia型
DES（暗能量巡天，2013-2018）：
- 使用Blanco 4米望远镜观测5000平方度天区
- 发现并监测超过2000个超新星
- 结合超新星、BAO、弱透镜等多种探针约束暗能量
四、弱引力透镜
4.1 基本原理
根据广义相对论，大质量天体弯曲周围时空，使经过的光线发生偏折。当背景星系的图像经过前景物质分布时，会发生微弱的形变：
剪切场
弱引力透镜效应可以用剪切场 $\gamma$ 来描述： $$ \gamma = \gamma_1 + i\gamma_2 $$ 其中 $\gamma_1$和$\gamma_2$分别描述两个偏振方向的形变。典型剪切幅度$|\gamma| \sim 0.01-0.03$，远小于星系本征形状的随机取向（$\sim 0.3$），因此需要统计大量星系才能探测信号。
4.2 宇宙剪切
在大尺度上，弱引力透镜效应表现为宇宙剪切——背景星系形状的相干扭曲模式：
大尺度物质的统计： 通过测量星系椭率的两点相关函数，可以推断物质密度场的功率谱。
约束 $\sigma_8$和$\Omega_m$： 弱透镜对物质密度涨落幅度 $\sigma_8$和物质密度$\Omega_m$的组合$S_8 = \sigma_8 (\Omega_m/0.3)^{0.5}$ 非常敏感。
$S_8$ 张力
弱透镜测量给出的 $S_8 \approx 0.76-0.78$，略低于CMB推断值 $S_8 \approx 0.83$，差异约2-3$\sigma$。这可能暗示系统误差或新物理。
4.3 观测项目
CFHTLenS（加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天，2009-2013）：
- 覆盖154平方度
- 首次在大尺度上探测到宇宙剪切信号
KiDS（Kilo-Degree Survey，2011-至今）：
- 使用VLT巡天望远镜观测1350平方度
- 提供高精度的弱透镜测量
HSC（昴星团望远镜，2014-至今）：
- 使用 Subaru 8.2米望远镜
- 宽视场成像（1.77平方度/帧）
- 已发布多个数据释放
Euclid（欧几里得卫星，2023年发射）：
- 欧空局中型任务
- 观测15,000平方度天区
- 结合弱透镜和星系聚类
- 预期约束暗能量状态方程精度达到 $\Delta w \sim 0.05$
五、重子声学振荡（BAO）
5.1 物理起源
BAO的物理过程可以追溯到宇宙早期：
重子-光子流体
在复合之前（$z > 1100$），重子（质子和氦核）与光子紧密耦合，形成统一的流体。光子压力提供向外的辐射压，与向内的引力形成竞争。
声波传播： 原初密度扰动在重子-光子流体中激发声波。声波以声速 $c_s = c/\sqrt{3}$ 传播，在复合时刻（$t \approx 380,000$ 年）传播的距离约为： $$ r_s = \int_0^{t_{rec}} \frac{c_s}{a(t)} dt \approx 150 \text{ Mpc} $$ 这个尺度被称为声视界（sound horizon）。
冻结在物质分布中： 复合后，光子自由传播（形成CMB），重子失去光子压力支撑，在引力作用下坍缩。但重子倾向于聚集在距离原初扰动中心约150 Mpc的球壳上，这个特征尺度被"冻结"在物质分布中。
5.2 观测方法
星系相关函数： 在星系两点相关函数 $\xi(r)$中，BAO表现为在$r \approx 150 \text{ Mpc}$ 处的一个凸起（bump）。
特征尺度： $$ \xi(r) \propto \left[1 + A \exp\left(-\frac{(r-r_s)^2}{2\sigma^2}\right)\right] $$ 其中 $r_s \approx 150 \text{ Mpc}$，$\sigma \sim 10 \text{ Mpc}$。
5.3 宇宙学应用
标准尺： BAO提供了一个宇宙学"标准尺"，其物理长度 $r_s$ 可以由CMB精确测定。
测量 $H(z)$和$D_A(z)$： 通过测量不同红移处BAO特征尺度在视线方向（平行）和垂直方向的投影，可以分别测定：
- 哈勃参数 $H(z)$（视线方向）
- 角直径距离 $D_A(z)$（垂直方向）
约束暗能量： BAO测量对暗能量的状态方程参数 $w$敏感，因为暗能量影响宇宙的膨胀历史$H(z)$和几何$D_A(z)$。
BAO的优势
相比超新星，BAO作为几何探针具有以下优势：
- 物理尺度由早期宇宙物理决定，不受天体物理不确定性影响
- 是相对距离测量，不需要绝对定标
- 可以同时测量 $H(z)$和$D_A(z)$
六、暗能量观测
6.1 状态方程
暗能量的性质通过其状态方程参数 $w$ 来描述： $$ w = \frac{p}{\rho} $$ 其中 $p$ 是压强，$\rho$ 是能量密度。
宇宙学常数： 最简单的暗能量模型是爱因斯坦的宇宙学常数 $\Lambda$，对应 $w = -1$，能量密度恒定。
动力学暗能量： 如果暗能量是动力学场（如Quintessence），$w$ 可以随时间演化： $$ w(a) = w_0 + w_a(1-a) $$ 其中 $a$ 是宇宙尺度因子，$w_0$和$w_a$ 是自由参数。
6.2 观测方法
多种独立的观测手段用于约束暗能量性质：
超新星：距离-红移关系： Ia型超新星提供光度距离 $d_L(z)$，直接约束膨胀历史。
BAO：几何测量： BAO提供角直径距离 $D_A(z)$和哈勃参数$H(z)$，约束宇宙几何。
弱透镜：结构增长： 弱引力透镜对物质密度涨落的增长速率敏感，而增长速率受暗能量影响。
星系团计数： 星系团数目随红移的演化对暗能量状态方程敏感。
6.3 主要项目
DES（暗能量巡天，2013-2018）：
- 结合超新星、BAO、弱透镜、星系团四种探针
- 发布最终数据释放（Y6）结果
HSC（昴星团巡天，2014-至今）：
- 深度弱透镜测量
- 与DES结果互补
Euclid（欧几里得，2023年发射）：
- 欧空局旗舰任务
- 观测15,000平方度，红移范围 $z < 2$
- 预期约束 $w$精度达到$\Delta w \sim 0.03$
Roman（南希·格雷斯·罗曼太空望远镜，预计2027年发射）：
- NASA旗舰任务
- 2亿平方度超新星巡天，发现约2000个Ia型超新星
- 弱透镜巡天覆盖2000平方度
LSST（薇拉·鲁宾天文台时空 Legacy 巡天，预计2025年开始）：
- 使用8.4米Simonyi望远镜
- 每3晚巡天一次全天
- 10年巡天期间预计发现数百万个超新星
七、哈勃常数张力
7.1 局部测量
通过"距离阶梯"方法在局部宇宙（$z < 0.1$）直接测量 $H_0$：
造父变星+超新星：
- 造父变星的周光关系提供近距星系距离
- 校准Ia型超新星光度
- 延伸到高红移测定 $H_0$
SH0ES项目结果
Adam Riess领导的SH0ES团队使用哈勃空间望远镜观测造父变星，最新结果（2022）： $$ H_0 = 73.04 \pm 1.04 \text{ km/s/Mpc} $$
其他局部测量方法：
- 引力透镜时间延迟：通过测量多重像之间的时间延迟测定 $H_0$（H0LiCOW项目）
- 表面亮度起伏：利用椭圆星系表面亮度涨落测定距离
- Tip of the Red Giant Branch（TRGB）：红巨星支顶方法
7.2 CMB推断
从CMB数据推断 $H_0$需要假设宇宙学模型（通常是$\Lambda$CDM）：
Planck数据： Planck 2018在 $\Lambda$CDM 框架下给出： $$ H_0 = 67.4 \pm 0.5 \text{ km/s/Mpc} $$
推断过程：
- CMB各向异性对物理尺度 $r_s$（声视界）敏感
- 结合重子声学振荡（BAO）测量 $r_s/D_A(z)$
- 在 $\Lambda$CDM 框架下外推到 $z=0$得到$H_0$
7.3 可能的解释
局部测量与CMB推断值之间存在约 $5.6 \text{ km/s/Mpc}$的差异，统计显著性约$4.4\sigma$：
系统误差：
- 造父变星测光的零点误差
- 超新星宿主星系的金属丰度效应
- 尘埃消光修正的不确定性
- 但目前尚未发现足以解释差异的系统误差
新物理：
- 早期暗能量：在复合之前存在短暂的暗能量成分，改变 $r_s$
- 额外辐射：增加有效中微子种类 $N_{eff}$，改变膨胀历史
- 修改引力：改变引力常数或引力定律
- 相互作用暗能量：暗物质与暗能量存在非引力相互作用
当前状态
哈勃张力是当前宇宙学最紧迫的问题之一。如果确认不是系统误差，将是对标准 $\Lambda$CDM 模型的重大挑战，可能开启新物理的窗口。
八、多信使宇宙学
8.1 引力波标准汽笛
双中子星并合事件GW170817开创了多信使宇宙学的新纪元：
标准汽笛原理
引力波信号波形直接编码了源的光度距离 $d_L$，无需距离阶梯定标，因此称为"标准汽笛"（standard siren）。
独立距离测量：
- 从引力波波形直接测定 $d_L$
- 结合电磁对应体测定红移 $z$
- 可以独立测定 $H_0$
GW170817结果： $$ H_0 = 70^{+12}_{-8} \text{ km/s/Mpc} $$ 虽然精度较低，但这是完全独立的测量，不依赖距离阶梯。
未来展望： 随着更多双中子星并合事件的探测，引力波标准汽笛有望在10年内将 $H_0$ 精度提高到1-2%，为哈勃张力提供独立检验。
8.2 21cm宇宙学
中性氢原子的超精细结构跃迁产生波长21cm（频率1420 MHz）的射电辐射：
中性氢分布： 21cm辐射强度直接正比于中性氢密度，可以绘制大尺度结构。
宇宙黎明： 在红移 $z \sim 15-30$ 时期，第一代恒星开始形成，其紫外辐射开始影响周围中性氢。21cm信号可以探测这一时期。
再电离： 在 $z \sim 6-15$ 时期，第一代恒星和类星体的紫外辐射逐渐电离宇宙中的中性氢。21cm观测可以追踪再电离过程。
21cm的优势
- 可以探测黑暗时代和宇宙黎明，远早于星系形成
- 提供三维密度场信息，而非二维投影
- 对宇宙学参数高度敏感
主要项目：
- LOFAR（低频阵列）：已发布21cm功率谱上限
- HERA（氢外差阵列）：正在建设中，预期探测宇宙黎明信号
- SKA（平方千米阵列）：未来旗舰项目，将精确测量21cm功率谱
九、未来展望
9.1 CMB实验
下一代CMB实验将聚焦于原初B模式偏振的探测：
CMB-S4（第四阶段CMB实验）：
- 地面实验，预计2020年代末运行
- 使用超过50万个探测器
- 目标灵敏度：$\sigma(r) \sim 0.001$（张量-标量比）
LiteBIRD（轻型鸟卫星）：
- 日本主导的卫星任务，预计2029年发射
- 专注于大尺度B模式偏振
- 目标：探测或限制 $r < 0.001$
原初B模式： 如果探测到原初B模式，将直接证明暴胀理论，并测定暴胀能标。张量-标量比 $r$与暴胀势能$V$ 相关： $$ V^{1/4} \sim r^{1/4} \times 10^{16} \text{ GeV} $$
9.2 大尺度结构
未来十年将迎来大尺度结构观测的黄金时代：
Euclid（2023年发射）：
- 弱透镜和星系聚类联合分析
- 红移范围 $z < 2$
- 预期约束暗能量状态方程 $\Delta w \sim 0.03$
Roman（预计2027年发射）：
- 超新星巡天和弱透镜
- 与Euclid互补
DESI（2020-2026）：
- 4000万星系红移
- 精确测量BAO和红移空间畸变
SPHEREx（球面探测器，预计2025年发射）：
- 低分辨率光谱巡天
- 测量宇宙红外背景和大尺度结构
9.3 新物理探测
未来观测将探索超越标准模型的新物理：
中微子质量： CMB和大尺度结构对中微子质量总和 $\sum m_\nu$敏感。Planck数据给出上限$\sum m_\nu < 0.12 \text{ eV}$。未来CMB-S4预期灵敏度 $\sigma(\sum m_\nu) \sim 0.015 \text{ eV}$，有望探测到中微子质量。
原初引力波： 原初B模式的探测将打开暴胀物理的窗口，检验高能标物理。
暗物质性质：
- 弱透镜和星系聚类约束暗物质与重子的相互作用
- 21cm观测探测暗物质衰变或湮灭对宇宙黎明的影响
- 引力波探测可能揭示原初黑洞暗物质
展望未来
宇宙学正在进入精确测量时代。未来十年的观测将以前所未有的精度检验宇宙学标准模型，可能揭示暗物质和暗能量的本质，甚至发现超越 $\Lambda$CDM 的新物理。