1912年(nian)到(dao)1922年(nian)間,美國天文學家維斯(si)托·斯(si)里弗觀(guan)測了41個星(xing)系的(de)光(guang)譜(pu),發現其中(zhong)的(de)36個星(xing)系的(de)光(guang)譜(pu)發生紅移,他認為這種現象意味著(zhu)這些(xie)星(xing)系正在遠離地球(qiu)。
物理學家(jia)和(he)數學家(jia)利(li)用(yong)愛因斯坦場方(fang)程建(jian)立了時間(jian)和(he)空間(jian)協調一(yi)致的(de)理論。將最一(yi)般(ban)的(de)原則應(ying)用(yong)到自然的(de)宇(yu)宙,產(chan)生(sheng)了一(yi)個(ge)動(dong)態的(de)解決方(fang)案,與當時的(de)靜態宇(yu)宙的(de)概念產(chan)生(sheng)了沖突。
1927年,比利時天文學家喬治·勒梅特計算出愛因(yin)斯坦場方程(cheng)的一個解(jie),發現宇宙在不斷地膨脹。
1929年(nian),美(mei)國天文學家(jia)埃德溫·哈勃發表(biao)其(qi)觀測結(jie)果(guo):距離(li)銀河系(xi)越遠的星系(xi)退行越快。
自河外(wai)星(xing)系(xi)(xi)(xi)本質(zhi)之(zhi)謎被揭開(kai)之(zhi)后,人類對宇(yu)宙的(de)(de)認(ren)識從(cong)(cong)銀河系(xi)(xi)(xi)擴展到了廣袤的(de)(de)星(xing)系(xi)(xi)(xi)世界(jie),一些天(tian)文學家開(kai)始把注(zhu)意力轉(zhuan)向星(xing)系(xi)(xi)(xi)。從(cong)(cong)1920年代后期起,哈勃(bo)本人更是(shi)(shi)利用當時世界(jie)上最大(da)的(de)(de)威爾遜山(shan)天(tian)文臺(tai)2.5米口徑(jing)的(de)(de)望遠鏡,全力從(cong)(cong)事星(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)實測和研究(jiu)工作,其中包(bao)括測定星(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)視向速度(du),以及估計星(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)離,前(qian)者(zhe)(zhe)需要(yao)對星(xing)系(xi)(xi)(xi)進行光譜(pu)觀測,后者(zhe)(zhe)則必須找到合適(shi)的(de)(de)、能(neng)用于測定星(xing)系(xi)(xi)(xi)距(ju)離的(de)(de)標距(ju)天(tian)體或標距(ju)關(guan)系(xi)(xi)(xi)。哈勃(bo)開(kai)展上述兩項(xiang)工作的(de)(de)目的(de)(de),是(shi)(shi)試圖探(tan)求星(xing)系(xi)(xi)(xi)視向速度(du)與距(ju)離之(zhi)間是(shi)(shi)否存(cun)在某種關(guan)系(xi)(xi)(xi)。
宇(yu)宙中(zhong)所(suo)(suo)有天(tian)體都在運(yun)動,天(tian)文學(xue)上把天(tian)體空間(jian)(jian)運(yun)動速(su)(su)度(du)(du)(du)在觀(guan)測者視線(xian)方向(xiang)(xiang)上的(de)(de)分(fen)量稱為(wei)天(tian)體的(de)(de)視向(xiang)(xiang)速(su)(su)度(du)(du)(du)。視向(xiang)(xiang)速(su)(su)度(du)(du)(du)測定的(de)(de)基礎(chu)是(shi)物理(li)學(xue)上的(de)(de)多普(pu)勒效應,它由奧地(di)利(li)物理(li)學(xue)家多普(pu)勒(J.C.Doppler)于1842年(nian)首先(xian)發現(xian)。該(gai)效應指(zhi)出,運(yun)動中(zhong)聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)發出的(de)(de)聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)音(如高速(su)(su)運(yun)動中(zhong)火車的(de)(de)汽笛(di)聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)),在靜(jing)(jing)(jing)止(zhi)觀(guan)測者聽(ting)來是(shi)變(bian)化(hua)的(de)(de)。若(ruo)以(yi)c表(biao)示聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)速(su)(su),v為(wei)聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)的(de)(de)運(yun)動速(su)(su)度(du)(du)(du),則靜(jing)(jing)(jing)止(zhi)觀(guan)測者實際聽(ting)到的(de)(de)運(yun)動中(zhong)聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)所(suo)(suo)發出聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)音的(de)(de)波長(chang)λ,與聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)靜(jing)(jing)(jing)止(zhi)時聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)音波長(chang)λ0之間(jian)(jian)的(de)(de)關系符合數學(xue)表(biao)達式(shi)(λ-λ0)/λ0=v/c,稱為(wei)多普(pu)勒效應。因為(wei)聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)速(su)(su)c和靜(jing)(jing)(jing)止(zhi)波長(chang)λ0是(shi)已知的(de)(de),λ可(ke)通過實測加以(yi)確定,所(suo)(suo)以(yi)可(ke)以(yi)利(li)用多普(pu)勒效應測出聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)的(de)(de)運(yun)動速(su)(su)度(du)(du)(du)v。聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)的(de)(de)運(yun)動速(su)(su)度(du)(du)(du)越高,聲(sheng)(sheng)(sheng)(sheng)波波長(chang)的(de)(de)變(bian)化(hua)越顯著。
光是(shi)(shi)一(yi)種(zhong)(zhong)電磁波(bo),如果把多(duo)普(pu)勒(le)效(xiao)應同(tong)樣(yang)應用于天體光線的(de)(de)(de)傳播上,公(gong)式中(zhong)(zhong)的(de)(de)(de)c就(jiu)是(shi)(shi)光速(su),v就(jiu)是(shi)(shi)天體的(de)(de)(de)視(shi)(shi)向(xiang)速(su)度(du)。以(yi)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)為例,通(tong)常在(zai)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)光譜(pu)(pu)中(zhong)(zhong)會有一(yi)些吸(xi)(xi)收(shou)(shou)(shou)譜(pu)(pu)線,這是(shi)(shi)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)表(biao)面發出的(de)(de)(de)光輻射被恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)大(da)氣中(zhong)(zhong)各種(zhong)(zhong)元(yuan)(yuan)素(su)(su)吸(xi)(xi)收(shou)(shou)(shou)所造(zao)成的(de)(de)(de),且特(te)定(ding)(ding)的(de)(de)(de)元(yuan)(yuan)素(su)(su)嚴格對應著特(te)定(ding)(ding)波(bo)長的(de)(de)(de)若干條吸(xi)(xi)收(shou)(shou)(shou)線。只要把實測(ce)(ce)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)光譜(pu)(pu)中(zhong)(zhong)某種(zhong)(zhong)元(yuan)(yuan)素(su)(su)的(de)(de)(de)吸(xi)(xi)收(shou)(shou)(shou)譜(pu)(pu)線位(wei)置(即運動光源的(de)(de)(de)波(bo)長λ),與實驗室中(zhong)(zhong)同(tong)種(zhong)(zhong)元(yuan)(yuan)素(su)(su)的(de)(de)(de)標(biao)準譜(pu)(pu)線位(wei)置(即靜(jing)止波(bo)長λ0)加以(yi)比較,就(jiu)可(ke)(ke)(ke)以(yi)發現兩者之間會產生一(yi)定(ding)(ding)的(de)(de)(de)位(wei)移Δλ=λ-λ0,即多(duo)普(pu)勒(le)位(wei)移。λ0是(shi)(shi)已知的(de)(de)(de),而Δλ又可(ke)(ke)(ke)以(yi)通(tong)過(guo)觀測(ce)(ce)得到(dao),所以(yi)通(tong)過(guo)多(duo)普(pu)勒(le)效(xiao)應即可(ke)(ke)(ke)推算出恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)視(shi)(shi)向(xiang)速(su)度(du)v,這就(jiu)是(shi)(shi)確定(ding)(ding)天體視(shi)(shi)向(xiang)速(su)度(du)的(de)(de)(de)基本(ben)原理。據此,英國天文(wen)學家哈金斯(W. Huggins)在(zai)1868年(nian)首次測(ce)(ce)得天狼星(xing)(xing)的(de)(de)(de)視(shi)(shi)向(xiang)速(su)度(du)為46公(gong)里/秒,且正在(zai)遠離地球而去。
哈勃開(kai)展的(de)(de)(de)這(zhe)(zhe)(zhe)項觀(guan)測研究(jiu)是非常(chang)細致又(you)極為枯燥的(de)(de)(de),他(ta)在(zai)相(xiang)當(dang)長(chang)的(de)(de)(de)一段時(shi)間(jian)內投入了(le)自(zi)己的(de)(de)(de)全部(bu)精力。與(yu)現代設備相(xiang)比,1920年代觀(guan)測條(tiao)件很簡陋,2.5米口徑望(wang)遠鏡不(bu)(bu)僅操縱起(qi)(qi)來頗為費力,而(er)且(qie)不(bu)(bu)時(shi)會出現故障(zhang)。星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)是非常(chang)暗的(de)(de)(de)光(guang)(guang)源,為了(le)拍攝到(dao)它們(men)的(de)(de)(de)光(guang)(guang)譜(pu)(pu),在(zai)當(dang)時(shi)往往需要曝光(guang)(guang)達(da)幾十分鐘乃(nai)至數小(xiao)時(shi)之久,其間(jian)還必須保持對目標星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)跟蹤的(de)(de)(de)準確性(xing)。為獲取(qu)盡(jin)可能清(qing)晰的(de)(de)(de)星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)光(guang)(guang)譜(pu)(pu),哈勃甚(shen)至迫(po)不(bu)(bu)得(de)已用自(zi)己的(de)(de)(de)肩(jian)膀頂起(qi)(qi)巨(ju)大的(de)(de)(de)鏡筒。人(ren)們(men)調侃地(di)形容說(shuo)“凍(dong)僵了(le)的(de)(de)(de)哈勃”就“像猴子般地(di)”成(cheng)夜待在(zai)望(wang)遠鏡的(de)(de)(de)五樓觀(guan)測室內,“臉被暗紅(hong)(hong)色的(de)(de)(de)燈光(guang)(guang)照得(de)像個(ge)丑(chou)八怪”,由(you)此(ci)足見這(zhe)(zhe)(zhe)位天文學大師嚴謹的(de)(de)(de)科學態度(du)和(he)頑強拼(pin)搏的(de)(de)(de)科學精神。功(gong)夫不(bu)(bu)負有(you)(you)(you)心人(ren),經(jing)過幾年的(de)(de)(de)努力工作,到(dao)1929年哈勃獲得(de)了(le)40多個(ge)星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)光(guang)(guang)譜(pu)(pu),結果發現這(zhe)(zhe)(zhe)些光(guang)(guang)譜(pu)(pu)都表(biao)現出普(pu)遍(bian)性(xing)的(de)(de)(de)譜(pu)(pu)線紅(hong)(hong)移(yi)。如果這(zhe)(zhe)(zhe)是緣(yuan)于(yu)星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)視向運(yun)動(dong)而(er)引起(qi)(qi)的(de)(de)(de)多普(pu)勒(le)位移(yi),則(ze)說(shuo)明所(suo)有(you)(you)(you)的(de)(de)(de)樣本星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)都在(zai)做遠離地(di)球的(de)(de)(de)運(yun)動(dong),且(qie)速(su)度(du)很大。這(zhe)(zhe)(zhe)與(yu)銀(yin)河系(xi)(xi)中恒星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)運(yun)動(dong)情況截然不(bu)(bu)同:銀(yin)河系(xi)(xi)的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)(xing)(xing)光(guang)(guang)譜(pu)(pu)既(ji)有(you)(you)(you)紅(hong)(hong)移(yi),也有(you)(you)(you)藍(lan)移(yi),表(biao)明有(you)(you)(you)的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)(xing)(xing)在(zai)靠近(jin)地(di)球,有(you)(you)(you)的(de)(de)(de)在(zai)遠離地(di)球。不(bu)(bu)僅如此(ci),由(you)位移(yi)值所(suo)反映出的(de)(de)(de)星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)運(yun)動(dong)速(su)度(du)遠遠大于(yu)恒星(xing)(xing)(xing)(xing),前者可高達(da)每(mei)秒(miao)數百、上千公(gong)(gong)里,甚(shen)至更大,而(er)后者通常(chang)僅為每(mei)秒(miao)幾公(gong)(gong)里或數十公(gong)(gong)里。
在設(she)法合理地估(gu)計了星系(xi)(xi)(xi)的距(ju)(ju)(ju)離之后,哈(ha)(ha)勃(bo)驚訝(ya)地發現(xian),樣本中(zhong)距(ju)(ju)(ju)離地球越遠的星系(xi)(xi)(xi),其譜線紅(hong)移越大,且星系(xi)(xi)(xi)的視(shi)向(xiang)退(tui)行速度與星系(xi)(xi)(xi)的距(ju)(ju)(ju)離之間(jian)可表述為簡單的正比(bi)例函數(shu)關(guan)系(xi)(xi)(xi):v=H0r,(v表示星系(xi)(xi)(xi)的視(shi)向(xiang)速度,星系(xi)(xi)(xi)的距(ju)(ju)(ju)離為r)這就(jiu)是(shi)著名的哈(ha)(ha)勃(bo)定(ding)律,式中(zhong)的比(bi)例系(xi)(xi)(xi)數(shu)H0稱為哈(ha)(ha)勃(bo)常數(shu)。
哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)于(yu)(yu)1929年(nian)3月(yue)發表了(le)他的(de)(de)(de)首(shou)次研究結果(guo),盡管取(qu)得(de)了(le)46個星(xing)系(xi)(xi)視向速度(du)資(zi)(zi)料(liao)(liao)(liao),但其中(zhong)僅有(you)(you)24個確定(ding)(ding)了(le)距(ju)離(li),且(qie)樣本(ben)星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)視向速度(du)最(zui)高(gao)不(bu)(bu)超過1200公(gong)里(li)/秒。實(shi)際上當時哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)所導出的(de)(de)(de)星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)速度(du)-距(ju)離(li)關系(xi)(xi)并不(bu)(bu)十分明晰,個別(bie)星(xing)系(xi)(xi)對關系(xi)(xi)式(shi)v=H0r的(de)(de)(de)彌散比(bi)較大。后(hou)來(lai)他與另一位天文(wen)學家(jia)赫馬森(sen)(M.L.Humason)合作,又獲得(de)了(le)50個星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)光譜觀測資(zi)(zi)料(liao)(liao)(liao),其中(zhong)最(zui)大的(de)(de)(de)視向速度(du)已接近2萬公(gong)里(li)/秒。在(zai)他們兩人于(yu)(yu)1931年(nian)根據(ju)新資(zi)(zi)料(liao)(liao)(liao)所發表的(de)(de)(de)論(lun)文(wen)中(zhong),星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)速度(du)-距(ju)離(li)關系(xi)(xi)得(de)到進一步確認,且(qie)更為(wei)(wei)清晰。1948年(nian),他們測得(de)長蛇星(xing)系(xi)(xi)團的(de)(de)(de)退行速度(du)已高(gao)達6萬公(gong)里(li)/秒,而速度(du)-距(ju)離(li)關系(xi)(xi)依然成立。今天,哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)定(ding)(ding)律已被(bei)眾多的(de)(de)(de)觀測事實(shi)所證實(shi),并為(wei)(wei)天文(wen)學家(jia)所公(gong)認,而且(qie)在(zai)宇宙學研究中(zhong)起著特(te)別(bie)重要的(de)(de)(de)作用(yong)。有(you)(you)意思(si)的(de)(de)(de)是,哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)這位舉(ju)世公(gong)認的(de)(de)(de)星(xing)系(xi)(xi)天文(wen)學創(chuang)始人始終不(bu)(bu)愿(yuan)接受術語“星(xing)系(xi)(xi)”,他在(zai)自己的(de)(de)(de)論(lun)文(wen)和報告中(zhong)一直堅(jian)持用(yong)“河外星(xing)云”來(lai)稱呼河外星(xing)系(xi)(xi)。因此,美國(guo)歷史學家(jia)克里(li)斯琴森(sen)(G.E.Christianson)親(qin)昵(ni)地把哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)稱為(wei)(wei)“星(xing)云世界(jie)的(de)(de)(de)水手(shou)”,并以此作為(wei)(wei)書名,用(yong)35萬余字(zi)(中(zhong)譯本(ben)字(zi)數)的(de)(de)(de)篇幅詳細記述了(le)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)的(de)(de)(de)科(ke)學生涯,特(te)別(bie)是他在(zai)星(xing)系(xi)(xi)世界(jie)中(zhong)長年(nian)的(de)(de)(de)辛勤勞作和做(zuo)出的(de)(de)(de)不(bu)(bu)朽業(ye)績。
早在1912年,施里弗(Slipher)就得到了“星(xing)云(yun)”的光譜(pu),結果(guo)表明許(xu)多(duo)光譜(pu)都具(ju)有多(duo)普勒Doppler)紅移,表明這(zhe)些(xie)“星(xing)云(yun)”在朝遠離我們(men)的方向運動。隨后人們(men)知道(dao),這(zhe)些(xie)“星(xing)云(yun)”實際上是類似銀河(he)系(xi)一樣的星(xing)系(xi)。
1929年哈(ha)勃(bo)(EdwinHubble)對河外(wai)星系(xi)的視向(xiang)(xiang)速(su)度(du)(du)與(yu)距(ju)離(li)(li)(li)的關系(xi)進行(xing)了(le)研(yan)究。當時只有46個(ge)河外(wai)星系(xi)的視向(xiang)(xiang)速(su)度(du)(du)可以(yi)利用,而其中(zhong)僅有24個(ge)有推算出的距(ju)離(li)(li)(li),哈(ha)勃(bo)得出了(le)視向(xiang)(xiang)速(su)度(du)(du)與(yu)距(ju)離(li)(li)(li)之間(jian)大致(zhi)的線性正(zheng)比(bi)關系(xi)。現代精(jing)確觀(guan)測已證(zheng)實這(zhe)(zhe)種線性正(zheng)比(bi)關系(xi)v = H0×d 其中(zhong)v為退行(xing)速(su)度(du)(du),d為星系(xi)距(ju)離(li)(li)(li),H0為比(bi)例常(chang)數,稱為哈(ha)勃(bo)常(chang)數。這(zhe)(zhe)就是著(zhu)名(ming)的哈(ha)勃(bo)定(ding)律。
哈勃定律揭示宇(yu)宙是在不斷膨(peng)(peng)脹(zhang)的(de)(de)(de)。這種膨(peng)(peng)脹(zhang)是一(yi)種全(quan)空間(jian)的(de)(de)(de)均(jun)勻膨(peng)(peng)脹(zhang)。因此,在任何一(yi)點的(de)(de)(de)觀測者都(dou)(dou)會(hui)看到完全(quan)一(yi)樣的(de)(de)(de)膨(peng)(peng)脹(zhang),從任何一(yi)個星系(xi)來(lai)看,一(yi)切星系(xi)都(dou)(dou)以它為中心(xin)向四面(mian)散開,越遠的(de)(de)(de)星系(xi)間(jian)彼此散開的(de)(de)(de)速度越大(da)。
哈(ha)勃在導出(chu)他的(de)(de)(de)(de)著名定(ding)(ding)(ding)(ding)律的(de)(de)(de)(de)過(guo)程中,必須取得(de)同一目標星系(xi)的(de)(de)(de)(de)兩個基(ji)本觀測量,即星系(xi)的(de)(de)(de)(de)視向速度(du)(du)v和距(ju)(ju)離(li)r,并由此確定(ding)(ding)(ding)(ding)哈(ha)勃常(chang)數(shu)H0=v/r。視向速度(du)(du)可(ke)以通過(guo)測量星系(xi)光(guang)(guang)(guang)(guang)譜中譜線的(de)(de)(de)(de)多普(pu)勒位移(yi)來(lai)確定(ding)(ding)(ding)(ding),較(jiao)為(wei)(wei)(wei)(wei)簡單(dan)。問題(ti)的(de)(de)(de)(de)關鍵(jian)是如(ru)何測得(de)星系(xi)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)離(li)。因(yin)為(wei)(wei)(wei)(wei)星系(xi)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)離(li)極為(wei)(wei)(wei)(wei)遙遠(yuan),三角視差法對此“鞭長莫及”,所(suo)以必須另(ling)辟蹊徑。天文(wen)學(xue)家已找到(dao)了多種(zhong)測定(ding)(ding)(ding)(ding)遙遠(yuan)天體距(ju)(ju)離(li)的(de)(de)(de)(de)方法,其中以光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)測距(ju)(ju)法的(de)(de)(de)(de)應用(yong)最(zui)為(wei)(wei)(wei)(wei)廣泛(fan)。對于一個光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)(如(ru)恒星或(huo)星系(xi))來(lai)說,其實(shi)際發(fa)光(guang)(guang)(guang)(guang)本領稱為(wei)(wei)(wei)(wei)光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)的(de)(de)(de)(de)光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du),這(zhe)是光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)自身的(de)(de)(de)(de)內稟性(xing)質。而觀測者所(suo)看到(dao)的(de)(de)(de)(de)光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)的(de)(de)(de)(de)明暗(an)程度(du)(du)稱為(wei)(wei)(wei)(wei)亮度(du)(du),它是光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)的(de)(de)(de)(de)觀測特征。設一顆恒星(或(huo)其他天體)的(de)(de)(de)(de)光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)為(wei)(wei)(wei)(wei)L,亮度(du)(du)為(wei)(wei)(wei)(wei)B,距(ju)(ju)離(li)為(wei)(wei)(wei)(wei)r,那(nei)么只要(yao)選取恰當的(de)(de)(de)(de)單(dan)位便有B=Lr-2。天文(wen)學(xue)中常(chang)用(yong)絕(jue)對星等M來(lai)表征光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du),用(yong)視星等m表征亮度(du)(du),相應的(de)(de)(de)(de)關系(xi)式為(wei)(wei)(wei)(wei)m-M=5lgr-5。m是觀測量,只要(yao)設法確定(ding)(ding)(ding)(ding)恒星的(de)(de)(de)(de)M,便可(ke)以導出(chu)它的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)離(li)r,這(zhe)就是光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)測距(ju)(ju)法的(de)(de)(de)(de)基(ji)本原理(li),所(suo)得(de)出(chu)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)離(li)稱為(wei)(wei)(wei)(wei)光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)距(ju)(ju)離(li)。
那么,如何確定天(tian)體(ti)的(de)(de)(de)(de)(de)絕對(dui)(dui)星(xing)等(即光度)呢?又(you)有兩條不同(tong)的(de)(de)(de)(de)(de)途徑。一是設法確定某類恒星(xing)所(suo)具(ju)有的(de)(de)(de)(de)(de)恒定的(de)(de)(de)(de)(de)、或(huo)者變化(hua)不大的(de)(de)(de)(de)(de)絕對(dui)(dui)星(xing)等M,因此對(dui)(dui)于遠(yuan)處未知距(ju)離(li)的(de)(de)(de)(de)(de)這(zhe)類恒星(xing)來說,只要測(ce)得它(ta)的(de)(de)(de)(de)(de)視(shi)星(xing)等m,便可(ke)(ke)(ke)推算出它(ta)的(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)離(li)。這(zhe)類可(ke)(ke)(ke)用(yong)于測(ce)距(ju)的(de)(de)(de)(de)(de)恒星(xing)稱為(wei)標(biao)距(ju)天(tian)體(ti),它(ta)們的(de)(de)(de)(de)(de)絕對(dui)(dui)星(xing)等就是“標(biao)準燭光”。例如,藍白色的(de)(de)(de)(de)(de)亮星(xing)以(yi)及稱為(wei)沃爾夫(fu)-拉葉星(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)一類特殊恒星(xing),平均絕對(dui)(dui)星(xing)等M約(yue)為(wei)-7.0,新星(xing)爆發后最(zui)明亮時(shi)也可(ke)(ke)(ke)達(da)到(dao)M≈-7.0,它(ta)們可(ke)(ke)(ke)以(yi)作為(wei)標(biao)準燭光,其(qi)測(ce)距(ju)的(de)(de)(de)(de)(de)適(shi)用(yong)范圍最(zui)遠(yuan)約(yue)可(ke)(ke)(ke)達(da)5000萬光年(nian)。又(you)如天(tian)琴(qin)RR型(xing)變星(xing)達(da)到(dao)極大亮度時(shi)的(de)(de)(de)(de)(de)絕對(dui)(dui)星(xing)等M約(yue)為(wei)0.6,這(zhe)是另一類標(biao)距(ju)天(tian)體(ti),其(qi)測(ce)距(ju)的(de)(de)(de)(de)(de)適(shi)用(yong)范圍最(zui)遠(yuan)可(ke)(ke)(ke)超(chao)過(guo)300萬光年(nian)。
二是(shi)尋(xun)求“標距(ju)(ju)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)”。以(yi)(yi)造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)星為例,該(gai)類(lei)變(bian)星的(de)(de)(de)平(ping)均絕對星等M與光(guang)(guang)(guang)變(bian)周(zhou)期P之間有著確(que)定(ding)的(de)(de)(de)周(zhou)光(guang)(guang)(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)M=a lgP+b,其中(zhong)P是(shi)可觀測量(liang),a和b為常參數,可以(yi)(yi)通過已(yi)知(zhi)距(ju)(ju)離(li)(li)(li)的(de)(de)(de)近(jin)距(ju)(ju)造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)星來加以(yi)(yi)標定(ding),其中(zhong)b稱(cheng)為周(zhou)光(guang)(guang)(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)零點(dian),而(er)像造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)星周(zhou)光(guang)(guang)(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)那樣(yang)可以(yi)(yi)用(yong)來測定(ding)天體距(ju)(ju)離(li)(li)(li)的(de)(de)(de)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)便(bian)稱(cheng)為標距(ju)(ju)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)。于是(shi),對應于確(que)定(ding)的(de)(de)(de)周(zhou)光(guang)(guang)(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi),只要測得未知(zhi)距(ju)(ju)離(li)(li)(li)的(de)(de)(de)遠(yuan)距(ju)(ju)造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)星的(de)(de)(de)光(guang)(guang)(guang)變(bian)周(zhou)期,便(bian)能(neng)計算出相(xiang)應的(de)(de)(de)絕對星等,并進而(er)推算出距(ju)(ju)離(li)(li)(li)。造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)星是(shi)一類(lei)高(gao)光(guang)(guang)(guang)度(du)恒星,即(ji)使在相(xiang)當遠(yuan)的(de)(de)(de)地(di)方(fang)也能(neng)觀測到,利用(yong)它們(men)的(de)(de)(de)周(zhou)光(guang)(guang)(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)作為標距(ju)(ju)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi),適用(yong)范圍最遠(yuan)也可達(da)5000萬光(guang)(guang)(guang)年(nian)左(zuo)右(you)。
星(xing)(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)尺度與其距(ju)(ju)離(li)(li)相(xiang)比通(tong)常是(shi)很小的(de)(de),可以合理地認(ren)為星(xing)(xing)(xing)系(xi)中的(de)(de)所有恒星(xing)(xing)(xing)具有相(xiang)同的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)(li),只要在(zai)星(xing)(xing)(xing)系(xi)中證出某類標(biao)距(ju)(ju)天體,便可以利用“標(biao)準燭(zhu)光(guang)”或標(biao)距(ju)(ju)關系(xi)確定(ding)(ding)出標(biao)距(ju)(ju)天體的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)(li),即星(xing)(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)(li),而這(zhe)就是(shi)當(dang)年哈(ha)勃測定(ding)(ding)目標(biao)星(xing)(xing)(xing)系(xi)距(ju)(ju)離(li)(li)的(de)(de)基本思路。
但是(shi)如果(guo)(guo)“標(biao)(biao)準(zhun)燭光”不很(hen)“標(biao)(biao)準(zhun)”,標(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關系(xi)(xi)(xi)(xi)不太精(jing)確(que),或(huo)者(zhe)標(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關系(xi)(xi)(xi)(xi)中的(de)(de)(de)(de)參數(shu)(shu)a和(he)b標(biao)(biao)定(ding)(ding)有(you)誤,則必然會給星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)r的(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)值帶來(lai)誤差(cha),甚至(zhi)錯(cuo)誤。一旦(dan)r的(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)有(you)誤,即使星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)視(shi)(shi)向(xiang)速(su)度(du)v測(ce)(ce)(ce)(ce)得(de)很(hen)準(zhun),哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)的(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)結(jie)果(guo)(guo)必然就不準(zhun)確(que)了。另一方面,由(you)數(shu)(shu)學(xue)關系(xi)(xi)(xi)(xi)式H0 = v/ r可知,由(you)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)誤差(cha)mr引起(qi)(qi)的(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)的(de)(de)(de)(de)確(que)定(ding)(ding)誤差(cha)為m = vm r /r2,可見星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)越遠,所(suo)得(de)出的(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)就越精(jing)確(que),這(zhe)就是(shi)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)為什么要通(tong)過對(dui)遠距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)觀測(ce)(ce)(ce)(ce)來(lai)確(que)認哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)定(ding)(ding)律(lv)(lv)并(bing)標(biao)(biao)定(ding)(ding)H0的(de)(de)(de)(de)原因(yin)之一。除了“標(biao)(biao)準(zhun)燭光”或(huo)者(zhe)標(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關系(xi)(xi)(xi)(xi)可能(neng)不嚴格所(suo)引起(qi)(qi)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)誤差(cha)外(wai),影響哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)測(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)結(jie)果(guo)(guo)的(de)(de)(de)(de)另一個(ge)因(yin)素是(shi)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)運(yun)(yun)動(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)復雜性。鑒于(yu)(yu)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)的(de)(de)(de)(de)貢獻(xian),天文學(xue)上(shang)把星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)普遍(bian)性退行(xing)運(yun)(yun)動(dong)(dong)稱為哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)流(liu),這(zhe)是(shi)一種遵(zun)循哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)定(ding)(ding)律(lv)(lv)的(de)(de)(de)(de)系(xi)(xi)(xi)(xi)統性運(yun)(yun)動(dong)(dong)。事實上(shang),除了參與(yu)(yu)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)外(wai),由(you)于(yu)(yu)局部(bu)大質(zhi)量天體引力場(chang)的(de)(de)(de)(de)作用(yong),星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)自身還有(you)偏離(li)(li)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)所(suo)謂“本(ben)動(dong)(dong)”,因(yin)而在星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)觀測(ce)(ce)(ce)(ce)運(yun)(yun)動(dong)(dong)中應該包(bao)含(han)了哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)和(he)本(ben)動(dong)(dong)兩個(ge)部(bu)分(fen),而后者(zhe)并(bing)不服從(cong)(cong)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)定(ding)(ding)律(lv)(lv)。觀測(ce)(ce)(ce)(ce)研(yan)究表(biao)明,星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)越遠,本(ben)動(dong)(dong)部(bu)分(fen)占星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)觀測(ce)(ce)(ce)(ce)運(yun)(yun)動(dong)(dong)中的(de)(de)(de)(de)比例(li)越小(xiao)。從(cong)(cong)這(zhe)個(ge)角度(du)說,為了能(neng)得(de)出星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)參與(yu)(yu)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)速(su)度(du)的(de)(de)(de)(de)可靠(kao)結(jie)果(guo)(guo),盡可能(neng)減小(xiao)本(ben)動(dong)(dong)成(cheng)分(fen)的(de)(de)(de)(de)影響,也應該用(yong)盡可能(neng)遠的(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)來(lai)對(dui)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)進行(xing)絕(jue)對(dui)定(ding)(ding)標(biao)(biao)。例(li)如,后發星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)團(tuan)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)已(yi)接(jie)近1億秒差(cha)距(ju)(ju)(ju),它的(de)(de)(de)(de)運(yun)(yun)動(dong)(dong)主要表(biao)現為宇(yu)宙(zhou)膨脹引起(qi)(qi)的(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong),本(ben)動(dong)(dong)只占很(hen)小(xiao)的(de)(de)(de)(de)比例(li),由(you)這(zhe)類(lei)天體的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)值和(he)視(shi)(shi)向(xiang)速(su)度(du)測(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)結(jie)果(guo)(guo),才(cai)能(neng)得(de)出比較(jiao)可靠(kao)的(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)。
在二(er)十世紀后半,哈勃常數H0的(de)值被(bei)估計約(yue)在50至90(km/s)/Mpc之間(jian)。
哈勃常數(shu)(shu)的(de)(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)曾是(shi)個長(chang)久而(er)激烈的(de)(de)(de)(de)(de)爭議主(zhu)(zhu)(zhu)題(ti)(ti),Gérard de Vaucouleurs主(zhu)(zhu)(zhu)張(zhang)其值(zhi)(zhi)應為(wei)(wei)(wei)(wei)80而(er)Allan Sandage則(ze)認為(wei)(wei)(wei)(wei)其應為(wei)(wei)(wei)(wei)40。1996年(nian),由(you)JohnBahcall主(zhu)(zhu)(zhu)持(chi),包含Gustav Tammann及Sidney van den Bergh的(de)(de)(de)(de)(de)辯論以(yi)類似早期(qi)Shapley-Curtisdebate的(de)(de)(de)(de)(de)模(mo)式(shi)舉(ju)行(xing),主(zhu)(zhu)(zhu)題(ti)(ti)針對上述(shu)兩個競爭數(shu)(shu)值(zhi)(zhi)。1990年(nian)代晚期(qi),引進宇宙(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)(de)λ-CDM模(mo)型(xing),數(shu)(shu)值(zhi)(zhi)差異(yi)的(de)(de)(de)(de)(de)問題(ti)(ti)被部分地解決。在(zai)此(ci)模(mo)型(xing)下(xia),利用蘇(su)尼亞(ya)耶夫-澤(ze)爾多維奇效(xiao)應進行(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)X光高紅移群及微波(bo)(bo)波(bo)(bo)長(chang)的(de)(de)(de)(de)(de)觀察(cha)、宇宙(zhou)(zhou)微波(bo)(bo)背景(jing)輻射(she)各(ge)向(xiang)異(yi)性(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)量(liang)度(du)和光學(xue)調查皆測(ce)(ce)定(ding)哈柏(bo)常數(shu)(shu)的(de)(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)(wei)70左右。特別的(de)(de)(de)(de)(de)是(shi),Hubble Key Project(由(you)Wendy L.Freedman博士主(zhu)(zhu)(zhu)導,在(zai)卡內(nei)基天文臺(tai)進行(xing))進行(xing)最(zui)(zui)精確(que)的(de)(de)(de)(de)(de)光學(xue)測(ce)(ce)量(liang),在(zai)2001年(nian)五月(yue)發表(biao)其最(zui)(zui)終估計值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)(wei)72±8(km/s)/Mpc,此(ci)結果與基于(yu)蘇(su)尼亞(ya)耶夫-澤(ze)爾多維奇效(xiao)應進行(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)銀河系星(xing)群觀測(ce)(ce)所測(ce)(ce)出的(de)(de)(de)(de)(de)H0相當(dang)一致,具有相似的(de)(de)(de)(de)(de)精確(que)值(zhi)(zhi)。在(zai)2003年(nian),利用WMAP所得出最(zui)(zui)高精度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)宇宙(zhou)(zhou)微波(bo)(bo)背景(jing)輻射(she)測(ce)(ce)定(ding)值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)(wei)71±4 (km/s)/Mpc,而(er)直到2006年(nian),皆以(yi)70 (km/s)/Mpc,+2.4/-3.2作為(wei)(wei)(wei)(wei)測(ce)(ce)定(ding)值(zhi)(zhi)。因(yin)為(wei)(wei)(wei)(wei)1秒差距接近米,故在(zai)公制單位中H0的(de)(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)約為(wei)(wei)(wei)(wei)(m/s)/m(Hertz)。從上述(shu)三種方法(fa)得出一致的(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)定(ding)值(zhi)(zhi)提供(gong)了H0測(ce)(ce)定(ding)值(zhi)(zhi)與λ-CDM模(mo)型(xing)有力的(de)(de)(de)(de)(de)支持(chi)。q的(de)(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)被以(yi)Ia型(xing)超新星(xing)所制定(ding)的(de)(de)(de)(de)(de)標(biao)準(zhun)燭光觀察(cha)標(biao)準(zhun)所測(ce)(ce)量(liang)。該標(biao)準(zhun)定(ding)于(yu)1998年(nian),其值(zhi)(zhi)被定(ding)為(wei)(wei)(wei)(wei)負(fu)值(zhi)(zhi)。此(ci)舉(ju)使許多天文學(xue)家感(gan)到驚訝,因(yin)為(wei)(wei)(wei)(wei)這暗示著宇宙(zhou)(zhou)膨脹正(zheng)在(zai)“加速”(雖然哈柏(bo)因(yin)子隨時(shi)間而(er)遞減(jian);詳見暗物質及λ-CDM模(mo)型(xing))。
在2006年(nian)八月(yue),利(li)用美國國家航空航天局(NASA)的Chandra X光天文臺(tai)(Chandra X-ray Observatory),來(lai)自NASA Marshall Space FlightCenter(MSFC)的研(yan)究小組觀測得出哈(ha)柏常(chang)數的值為77公里每秒(miao)每百萬(wan)(wan)秒(miao)差距(77km/sMpc;1百萬(wan)(wan)秒(miao)差距等于(yu)3.26百萬(wan)(wan)光年(nian)),不準量約15%。
2009.5.7,美國宇航局NASA發布最新的(de)Hubble常數測定(ding)值,根據對遙(yao)遠星系(xi)Ia超新星的(de)最新測量結果,常數被(bei)確定(ding)為(wei)(74.2± 3.6)km/(s*Mpc),不確定(ding)度進一步縮小到5%以內。
利用(yong)哈(ha)(ha)勃定律v=H0 r,只要(yao)能(neng)確知哈(ha)(ha)勃常數H0,便可由天體(ti)的(de)(de)視向(xiang)速(su)度v得(de)出(chu)其距(ju)離(li)(li)r,稱(cheng)為宇宙(zhou)(zhou)學(xue)距(ju)離(li)(li),這(zhe)里唯一需(xu)要(yao)取得(de)的(de)(de)觀測資料是(shi)遠方天體(ti)的(de)(de)視向(xiang)速(su)度。這(zhe)樣r=v/H0 也許(xu)便是(shi)確定天體(ti)宇宙(zhou)(zhou)學(xue)距(ju)離(li)(li)的(de)(de)最為簡單的(de)(de)一種標距(ju)關系,但前提是(shi)哈(ha)(ha)勃常數必需(xu)已知。
p作(zuo)為天文學分支學科(ke)之一(yi)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學,主要是(shi)(shi)(shi)(shi)從大(da)(da)(da)尺(chi)度(du)(du)(甚至整體)上(shang)(shang)研究宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)(de)結構(gou)和(he)演(yan)化,又(you)可分為觀(guan)(guan)(guan)(guan)測(ce)宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學和(he)理論宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學模型(xing)兩方面(mian)的(de)(de)(de)(de)(de)內容,不過兩者之間(jian)有(you)著密切的(de)(de)(de)(de)(de)聯系(xi)。“大(da)(da)(da)尺(chi)度(du)(du)”結構(gou),通常是(shi)(shi)(shi)(shi)指范(fan)圍在(zai)(zai)10Mpc(3000萬(wan)光年)以上(shang)(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)物(wu)質分布(bu)情(qing)況,而(er)目前所(suo)能(neng)(neng)(neng)觀(guan)(guan)(guan)(guan)測(ce)到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)尺(chi)度(du)(du)為1010光年量級。在(zai)(zai)宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學中(zhong),有(you)一(yi)條未(wei)能(neng)(neng)(neng)完(wan)全證實(shi)的(de)(de)(de)(de)(de)“公設”性基本原(yuan)理,即宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學原(yuan)理。它(ta)的(de)(de)(de)(de)(de)含意(yi)是(shi)(shi)(shi)(shi):在(zai)(zai)空間(jian)中(zhong)任意(yi)一(yi)點,以及從任意(yi)一(yi)點位置上(shang)(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)任一(yi)方向(xiang)來(lai)進行(xing)觀(guan)(guan)(guan)(guan)察的(de)(de)(de)(de)(de)話,宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)(de)大(da)(da)(da)尺(chi)度(du)(du)圖景(jing)是(shi)(shi)(shi)(shi)沒有(you)區別的(de)(de)(de)(de)(de);而(er)且(qie)對宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中(zhong)各處(chu)的(de)(de)(de)(de)(de)觀(guan)(guan)(guan)(guan)測(ce)者來(lai)說,他(ta)們所(suo)觀(guan)(guan)(guan)(guan)察到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)物(wu)理量和(he)物(wu)理規律完(wan)全相(xiang)同(tong)(tong),沒有(you)任何(he)(he)一(yi)個(ge)(ge)觀(guan)(guan)(guan)(guan)測(ce)者會處(chu)于與眾(zhong)不同(tong)(tong)的(de)(de)(de)(de)(de)特(te)殊地位。根據宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學原(yuan)理,地球(qiu)上(shang)(shang)所(suo)觀(guan)(guan)(guan)(guan)察到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)大(da)(da)(da)尺(chi)度(du)(du)圖景(jing)也能(neng)(neng)(neng)被處(chu)于任何(he)(he)其他(ta)天體上(shang)(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)觀(guan)(guan)(guan)(guan)測(ce)者看到(dao),這就意(yi)味著由地球(qiu)觀(guan)(guan)(guan)(guan)測(ce)者所(suo)發現的(de)(de)(de)(de)(de)哈勃定律應該同(tong)(tong)樣適用于宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)任何(he)(he)天體。于是(shi)(shi)(shi)(shi)可以得知,在(zai)(zai)任何(he)(he)一(yi)個(ge)(ge)星(xing)(xing)系(xi)上(shang)(shang),都能(neng)(neng)(neng)觀(guan)(guan)(guan)(guan)測(ce)到(dao)其他(ta)星(xing)(xing)系(xi)在(zai)(zai)作(zuo)遠(yuan)離(li)(li)該星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)退(tui)(tui)行(xing)運(yun)動(dong),而(er)且(qie)距(ju)離(li)(li)越遠(yuan)的(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)退(tui)(tui)行(xing)速(su)度(du)(du)越大(da)(da)(da)。由此可以得出一(yi)個(ge)(ge)重要的(de)(de)(de)(de)(de)推(tui)論:對宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)任何(he)(he)兩個(ge)(ge)星(xing)(xing)系(xi)來(lai)說,它(ta)們都在(zai)(zai)彼此互相(xiang)遠(yuan)離(li)(li),而(er)且(qie)星(xing)(xing)系(xi)間(jian)的(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)離(li)(li)越遠(yuan),相(xiang)互遠(yuan)離(li)(li)的(de)(de)(de)(de)(de)速(su)度(du)(du)也越大(da)(da)(da)。因此對由哈勃定律所(suo)推(tui)斷的(de)(de)(de)(de)(de)上(shang)(shang)述大(da)(da)(da)尺(chi)度(du)(du)宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)圖景(jing)的(de)(de)(de)(de)(de)最簡(jian)單的(de)(de)(de)(de)(de)物(wu)理解釋便是(shi)(shi)(shi)(shi)整個(ge)(ge)宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)在(zai)(zai)不斷膨(peng)脹,且(qie)這種膨(peng)脹是(shi)(shi)(shi)(shi)均勻各向(xiang)同(tong)(tong)性的(de)(de)(de)(de)(de),這正(zheng)是(shi)(shi)(shi)(shi)大(da)(da)(da)爆炸宇(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)模型(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)預期(qi)結果。
哈(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數的(de)(de)(de)倒數t0=r/v=H0-1具(ju)有(you)時(shi)間(jian)(jian)的(de)(de)(de)量綱,稱為(wei)哈(ha)勃(bo)(bo)時(shi)間(jian)(jian)。既然哈(ha)勃(bo)(bo)定(ding)律(lv)(lv)是(shi)(shi)由大爆炸引(yin)起的(de)(de)(de)宇宙(zhou)膨(peng)(peng)脹(zhang)的(de)(de)(de)一種(zhong)觀(guan)測(ce)效應,那(nei)么(me)在過去遙遠的(de)(de)(de)某個(ge)時(shi)間(jian)(jian),具(ju)體說來就是(shi)(shi)在t0時(shi)間(jian)(jian)前,宇宙(zhou)中所有(you)的(de)(de)(de)物質必然聚集于一點,或者(zhe)說一個(ge)極小的(de)(de)(de)空間(jian)(jian)范圍(wei)內。可見,一旦確定(ding)了哈(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數的(de)(de)(de)具(ju)體數值,便可以估計宇宙(zhou)的(de)(de)(de)年(nian)齡(ling)(ling)(ling)。由近(jin)期測(ce)定(ding)的(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數H0=73km/(s·Mpc),可以推算出宇宙(zhou)年(nian)齡(ling)(ling)(ling)的(de)(de)(de)上限為(wei)137億年(nian)(不過有(you)報(bao)道稱,2006年(nian)8月一項新的(de)(de)(de)研(yan)究結果是(shi)(shi)宇宙(zhou)的(de)(de)(de)年(nian)齡(ling)(ling)(ling)應為(wei)158億年(nian),可是(shi)(shi)對此仍然存在爭(zheng)議(yi))。哈(ha)勃(bo)(bo)定(ding)律(lv)(lv)表征了宇宙(zhou)膨(peng)(peng)脹(zhang),但(dan)哈(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數并不是(shi)(shi)宇宙(zhou)膨(peng)(peng)脹(zhang)的(de)(de)(de)速度(du),而是(shi)(shi)星系間(jian)(jian)退(tui)(tui)行速度(du)的(de)(de)(de)變化率。哈(ha)勃(bo)(bo)常(chang)(chang)數的(de)(de)(de)單位是(shi)(shi)每百萬(wan)秒(miao)(miao)差距(ju)、每秒(miao)(miao)公里,如采用H0=73km/(s·Mpc),那(nei)么(me)星系間(jian)(jian)的(de)(de)(de)距(ju)離每增大1Mpc,星系的(de)(de)(de)相互退(tui)(tui)行速度(du)便增大73公里/秒(miao)(miao)。
在(zai)(zai)哈(ha)勃(bo)定(ding)律發現之(zhi)前,蘇聯數學(xue)家弗(fu)里(li)德曼(A.A.Friedmann)于(yu)1922年(nian)(nian)首次論證了(le)宇宙隨時間不斷膨(peng)脹(zhang)(zhang)的(de)(de)(de)可(ke)能性(xing),從而對愛因斯坦(tan)的(de)(de)(de)靜態宇宙觀念提(ti)出(chu)了(le)挑戰(zhan)。比利時主(zhu)教、天(tian)文(wen)學(xue)家勒(le)梅特(G.Lemaltre)在(zai)(zai)弗(fu)里(li)德曼工作的(de)(de)(de)基礎上,經過(guo)5年(nian)(nian)的(de)(de)(de)潛心(xin)研究,于(yu)1927年(nian)(nian)提(ti)出(chu)均勻各向(xiang)同(tong)性(xing)的(de)(de)(de)膨(peng)脹(zhang)(zhang)宇宙模型。在(zai)(zai)這(zhe)一模型中,遙遠(yuan)天(tian)體(ti)(ti)的(de)(de)(de)紅移(即退(tui)行運動)起(qi)因于(yu)空(kong)間膨(peng)脹(zhang)(zhang),勒(le)梅特還預言紅移的(de)(de)(de)大(da)(da)小(xiao)應該與天(tian)體(ti)(ti)的(de)(de)(de)距離成正比。但是(shi),1920年(nian)(nian)代的(de)(de)(de)通訊技術(shu)和學(xue)術(shu)交(jiao)流(liu)遠(yuan)不如現在(zai)(zai)發達(da),大(da)(da)洋彼(bi)岸的(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)對弗(fu)里(li)德曼和勒(le)梅特的(de)(de)(de)理論一無所(suo)知。可(ke)見,哈(ha)勃(bo)定(ding)律的(de)(de)(de)發現過(guo)程(cheng)并不是(shi)刻意為了(le)證實膨(peng)脹(zhang)(zhang)宇宙模型,它完全是(shi)哈(ha)勃(bo)本人在(zai)(zai)觀測和細(xi)心(xin)分析的(de)(de)(de)基礎上所(suo)獲得的(de)(de)(de)原創性(xing)成果(guo)。星系存(cun)在(zai)(zai)普(pu)遍性(xing)退(tui)行運動以及哈(ha)勃(bo)定(ding)律的(de)(de)(de)發現,對宇宙膨(peng)脹(zhang)(zhang)及大(da)(da)爆炸宇宙論是(shi)一個強有(you)力的(de)(de)(de)支持。
宇(yu)(yu)宙(zhou)中的(de)(de)各類天體(ti)必(bi)定形成于(yu)宇(yu)(yu)宙(zhou)誕生之后(hou),自然(ran)它們的(de)(de)年(nian)齡(ling)都(dou)不可(ke)能(neng)超過由哈(ha)(ha)勃(bo)定律(lv)推算出(chu)的(de)(de)宇(yu)(yu)宙(zhou)年(nian)齡(ling)137億(yi)年(nian)。根據恒星(xing)(xing)演(yan)化理論,可(ke)以推知最年(nian)老(lao)星(xing)(xing)系(xi)和恒星(xing)(xing)的(de)(de)年(nian)齡(ling)為(wei)100多億(yi)年(nian);太陽現在(zai)的(de)(de)年(nian)齡(ling)約(yue)為(wei)50億(yi)年(nian),地球(qiu)年(nian)齡(ling)約(yue)為(wei)46億(yi)年(nian),所(suo)有(you)這些由不同途徑測得的(de)(de)涉及各類天體(ti)年(nian)齡(ling)的(de)(de)結果,都(dou)可(ke)以按合理的(de)(de)時序一(yi)一(yi)納入(ru)大爆炸后(hou)宇(yu)(yu)宙(zhou)整體(ti)演(yan)化的(de)(de)框架內。盡管(guan)(guan)哈(ha)(ha)勃(bo)第一(yi)篇(pian)涉及星(xing)(xing)系(xi)速度(du)-距離關系(xi)的(de)(de)論文(wen)只有(you)短(duan)短(duan)的(de)(de)6頁,卻是人(ren)類對(dui)宇(yu)(yu)宙(zhou)認(ren)識的(de)(de)一(yi)次(ci)飛躍。著(zhu)名的(de)(de)美國宇(yu)(yu)宙(zhou)學(xue)家惠特羅(G.J.Whitrow)把(ba)哈(ha)(ha)勃(bo)定律(lv)和400年(nian)前哥(ge)白尼提(ti)(ti)出(chu)的(de)(de)日心(xin)說相提(ti)(ti)并論,在(zai)天文(wen)學(xue)史(shi)上兩(liang)者都(dou)具有(you)革(ge)命性的(de)(de)意(yi)義(yi)。盡管(guan)(guan)哈(ha)(ha)勃(bo)在(zai)他(ta)的(de)(de)這篇(pian)開創(chuang)性論文(wen)中沒有(you)提(ti)(ti)到宇(yu)(yu)宙(zhou)膨脹的(de)(de)概念,但由于(yu)他(ta)的(de)(de)重要發現,長久以來關于(yu)靜(jing)止宇(yu)(yu)宙(zhou)的(de)(de)圖像終(zhong)究被動態的(de)(de)膨脹宇(yu)(yu)宙(zhou)模型(xing)取代了(le)。
在1998年,來自Ia超新星標準燭光測量的(de)(de)q值(zhi)卻是負面的(de)(de),令許(xu)多天文(wen)學(xue)驚訝的(de)(de)是宇宙的(de)(de)膨脹仍在「加速中」(雖然哈柏(bo)因(yin)子會隨著(zhu)時間而衰(shuai)減(jian),參見暗物質和ΛCDM模(mo)型)。