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定義發現

1912年到1922年間，美國天文學家維斯托(tuo)·斯里弗(fu)觀測(ce)了41個星(xing)系的(de)(de)光譜(pu)，發(fa)現其中的(de)(de)36個星(xing)系的(de)(de)光譜(pu)發(fa)生紅移，他(ta)認(ren)為這種現象意味(wei)著(zhu)這些星(xing)系正在遠離地球(qiu)。

物理學家和數學家利用(yong)愛因(yin)斯坦場方(fang)程建立了(le)時間(jian)和空間(jian)協調一(yi)致的理論。將最一(yi)般的原則應用(yong)到自(zi)然的宇宙，產生了(le)一(yi)個動態(tai)的解決(jue)方(fang)案(an)，與當時的靜(jing)態(tai)宇宙的概(gai)念(nian)產生了(le)沖突。

1927年(nian)，比(bi)利時天文(wen)學(xue)家喬治·勒梅(mei)特計(ji)算出(chu)愛因斯坦場(chang)方程的一個(ge)解，發現宇宙在不(bu)斷地膨脹。

1929年，美國天文學家埃(ai)德溫·哈勃發表其觀(guan)測結果：距離銀河系(xi)越遠的星系(xi)退(tui)行(xing)越快(kuai)。

背景介紹

自河(he)外星(xing)(xing)系(xi)(xi)本質(zhi)之(zhi)(zhi)謎被揭開(kai)之(zhi)(zhi)后，人類對宇宙的(de)(de)(de)認(ren)識(shi)從(cong)銀河(he)系(xi)(xi)擴展(zhan)到(dao)了廣袤的(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)(xi)世界，一些天文學家開(kai)始把注意(yi)力轉向星(xing)(xing)系(xi)(xi)。從(cong)1920年(nian)代后期起，哈(ha)勃(bo)本人更是利用(yong)當時世界上最大的(de)(de)(de)威爾遜山天文臺2.5米口徑(jing)的(de)(de)(de)望遠鏡，全力從(cong)事(shi)星(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)實測和研究工(gong)作(zuo)，其(qi)中(zhong)包(bao)括測定(ding)星(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)視向速(su)度，以及(ji)估計星(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)距(ju)離(li)，前者(zhe)需(xu)要(yao)對星(xing)(xing)系(xi)(xi)進(jin)行光譜(pu)觀測，后者(zhe)則必須找到(dao)合適的(de)(de)(de)、能用(yong)于測定(ding)星(xing)(xing)系(xi)(xi)距(ju)離(li)的(de)(de)(de)標(biao)距(ju)天體或標(biao)距(ju)關系(xi)(xi)。哈(ha)勃(bo)開(kai)展(zhan)上述兩項(xiang)工(gong)作(zuo)的(de)(de)(de)目的(de)(de)(de)，是試圖探求星(xing)(xing)系(xi)(xi)視向速(su)度與距(ju)離(li)之(zhi)(zhi)間是否存在某(mou)種關系(xi)(xi)。

宇宙(zhou)中(zhong)所有(you)天(tian)體都(dou)在(zai)運(yun)動(dong)(dong)(dong)，天(tian)文學(xue)(xue)上(shang)把天(tian)體空間運(yun)動(dong)(dong)(dong)速(su)(su)(su)度(du)(du)在(zai)觀(guan)測(ce)者(zhe)(zhe)視線方(fang)向上(shang)的分量稱為(wei)(wei)(wei)天(tian)體的視向速(su)(su)(su)度(du)(du)。視向速(su)(su)(su)度(du)(du)測(ce)定的基(ji)礎(chu)是物理學(xue)(xue)上(shang)的多(duo)(duo)普(pu)勒(le)效應(ying)，它由奧地利物理學(xue)(xue)家多(duo)(duo)普(pu)勒(le)（J.C.Doppler）于1842年首先(xian)發現。該效應(ying)指(zhi)出，運(yun)動(dong)(dong)(dong)中(zhong)聲(sheng)(sheng)源(yuan)發出的聲(sheng)(sheng)音（如高(gao)速(su)(su)(su)運(yun)動(dong)(dong)(dong)中(zhong)火(huo)車的汽(qi)笛(di)聲(sheng)(sheng)），在(zai)靜(jing)(jing)止(zhi)(zhi)觀(guan)測(ce)者(zhe)(zhe)聽來(lai)是變化(hua)的。若以c表示聲(sheng)(sheng)速(su)(su)(su)，v為(wei)(wei)(wei)聲(sheng)(sheng)源(yuan)的運(yun)動(dong)(dong)(dong)速(su)(su)(su)度(du)(du)，則靜(jing)(jing)止(zhi)(zhi)觀(guan)測(ce)者(zhe)(zhe)實際聽到(dao)的運(yun)動(dong)(dong)(dong)中(zhong)聲(sheng)(sheng)源(yuan)所發出聲(sheng)(sheng)音的波(bo)(bo)長λ，與聲(sheng)(sheng)源(yuan)靜(jing)(jing)止(zhi)(zhi)時(shi)聲(sheng)(sheng)音波(bo)(bo)長λ0之間的關系符(fu)合數(shu)學(xue)(xue)表達(da)式（λ-λ0）/λ0=v/c，稱為(wei)(wei)(wei)多(duo)(duo)普(pu)勒(le)效應(ying)。因(yin)為(wei)(wei)(wei)聲(sheng)(sheng)速(su)(su)(su)c和靜(jing)(jing)止(zhi)(zhi)波(bo)(bo)長λ0是已知的，λ可通(tong)過(guo)實測(ce)加(jia)以確定，所以可以利用多(duo)(duo)普(pu)勒(le)效應(ying)測(ce)出聲(sheng)(sheng)源(yuan)的運(yun)動(dong)(dong)(dong)速(su)(su)(su)度(du)(du)v。聲(sheng)(sheng)源(yuan)的運(yun)動(dong)(dong)(dong)速(su)(su)(su)度(du)(du)越(yue)高(gao)，聲(sheng)(sheng)波(bo)(bo)波(bo)(bo)長的變化(hua)越(yue)顯著(zhu)。

光(guang)(guang)(guang)是一種電磁波(bo)，如果把(ba)多普勒(le)效應同(tong)樣應用于(yu)天(tian)(tian)體(ti)光(guang)(guang)(guang)線的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)傳播上，公(gong)式中(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)c就(jiu)是光(guang)(guang)(guang)速(su)，v就(jiu)是天(tian)(tian)體(ti)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)視向速(su)度(du)。以恒(heng)星(xing)(xing)(xing)為例，通常(chang)在(zai)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)光(guang)(guang)(guang)譜中(zhong)會有一些吸(xi)收譜線，這(zhe)是恒(heng)星(xing)(xing)(xing)表面(mian)發出(chu)(chu)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)(guang)(guang)輻射(she)被(bei)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)大氣中(zhong)各種元素(su)(su)吸(xi)收所造成的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)，且(qie)特定的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)元素(su)(su)嚴(yan)格(ge)對應著特定波(bo)長的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)若干條吸(xi)收線。只要把(ba)實測(ce)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)光(guang)(guang)(guang)譜中(zhong)某種元素(su)(su)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)吸(xi)收譜線位(wei)(wei)置（即(ji)運動光(guang)(guang)(guang)源的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)波(bo)長λ），與實驗室中(zhong)同(tong)種元素(su)(su)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)標(biao)準(zhun)譜線位(wei)(wei)置（即(ji)靜止波(bo)長λ0）加以比較(jiao)，就(jiu)可(ke)以發現兩(liang)者之間會產生一定的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)位(wei)(wei)移(yi)Δλ=λ-λ0，即(ji)多普勒(le)位(wei)(wei)移(yi)。λ0是已知的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)，而Δλ又可(ke)以通過觀測(ce)得(de)到，所以通過多普勒(le)效應即(ji)可(ke)推算出(chu)(chu)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)視向速(su)度(du)v，這(zhe)就(jiu)是確定天(tian)(tian)體(ti)視向速(su)度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)基本(ben)原理。據此，英國天(tian)(tian)文學(xue)家哈金斯(si)（W. Huggins）在(zai)1868年首次測(ce)得(de)天(tian)(tian)狼星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)視向速(su)度(du)為46公(gong)里/秒，且(qie)正在(zai)遠離地球而去。

哈勃(bo)開展的(de)(de)(de)(de)這項觀(guan)測研究是(shi)(shi)非常細(xi)致又極為(wei)枯燥的(de)(de)(de)(de)，他(ta)在(zai)相當長的(de)(de)(de)(de)一段(duan)時(shi)間內投入了(le)(le)自己(ji)的(de)(de)(de)(de)全部精(jing)力(li)。與現代(dai)設備相比，1920年(nian)代(dai)觀(guan)測條件很(hen)簡陋，2.5米口徑望遠鏡(jing)不(bu)僅操(cao)縱起(qi)來頗為(wei)費力(li)，而且不(bu)時(shi)會出(chu)(chu)(chu)現故(gu)障。星(xing)(xing)(xing)系是(shi)(shi)非常暗的(de)(de)(de)(de)光源，為(wei)了(le)(le)拍攝到它們(men)的(de)(de)(de)(de)光譜(pu)，在(zai)當時(shi)往往需要曝光達幾(ji)(ji)十分鐘(zhong)乃至(zhi)數(shu)(shu)小時(shi)之久，其間還(huan)必須保持對(dui)目標星(xing)(xing)(xing)系跟蹤的(de)(de)(de)(de)準(zhun)確性。為(wei)獲(huo)取盡可(ke)能(neng)清晰的(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)(xing)系光譜(pu)，哈勃(bo)甚至(zhi)迫(po)不(bu)得(de)已用自己(ji)的(de)(de)(de)(de)肩膀頂(ding)起(qi)巨大(da)的(de)(de)(de)(de)鏡(jing)筒。人們(men)調侃地(di)形容說“凍(dong)僵了(le)(le)的(de)(de)(de)(de)哈勃(bo)”就“像猴子(zi)般地(di)”成夜(ye)待在(zai)望遠鏡(jing)的(de)(de)(de)(de)五樓觀(guan)測室內，“臉被暗紅(hong)(hong)(hong)色的(de)(de)(de)(de)燈光照得(de)像個丑(chou)八(ba)怪”，由此足見這位天文(wen)學(xue)(xue)大(da)師(shi)嚴謹的(de)(de)(de)(de)科(ke)學(xue)(xue)態(tai)度和頑強拼(pin)搏(bo)的(de)(de)(de)(de)科(ke)學(xue)(xue)精(jing)神。功夫不(bu)負(fu)有(you)(you)心人，經過幾(ji)(ji)年(nian)的(de)(de)(de)(de)努力(li)工(gong)作(zuo)，到1929年(nian)哈勃(bo)獲(huo)得(de)了(le)(le)40多個星(xing)(xing)(xing)系的(de)(de)(de)(de)光譜(pu)，結果發現這些光譜(pu)都表(biao)現出(chu)(chu)(chu)普(pu)遍(bian)性的(de)(de)(de)(de)譜(pu)線紅(hong)(hong)(hong)移。如果這是(shi)(shi)緣于(yu)星(xing)(xing)(xing)系視向運(yun)動(dong)而引起(qi)的(de)(de)(de)(de)多普(pu)勒位移，則說明(ming)所(suo)(suo)有(you)(you)的(de)(de)(de)(de)樣(yang)本星(xing)(xing)(xing)系都在(zai)做遠離地(di)球的(de)(de)(de)(de)運(yun)動(dong)，且速度很(hen)大(da)。這與銀河系中恒(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)運(yun)動(dong)情(qing)況截然不(bu)同：銀河系的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)光譜(pu)既有(you)(you)紅(hong)(hong)(hong)移，也有(you)(you)藍移，表(biao)明(ming)有(you)(you)的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)在(zai)靠近地(di)球，有(you)(you)的(de)(de)(de)(de)在(zai)遠離地(di)球。不(bu)僅如此，由位移值所(suo)(suo)反映出(chu)(chu)(chu)的(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)(xing)系運(yun)動(dong)速度遠遠大(da)于(yu)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)，前(qian)者可(ke)高達每秒(miao)數(shu)(shu)百(bai)、上千(qian)公(gong)里，甚至(zhi)更大(da)，而后者通常僅為(wei)每秒(miao)幾(ji)(ji)公(gong)里或數(shu)(shu)十公(gong)里。

在設(she)法合理地(di)估計了星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)離(li)(li)之后，哈(ha)勃驚(jing)訝地(di)發現，樣本(ben)中距(ju)離(li)(li)地(di)球越遠的(de)(de)星(xing)系(xi)(xi)，其譜線紅移越大(da)，且星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)視(shi)向(xiang)退行速(su)(su)度與(yu)星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)離(li)(li)之間可表(biao)述(shu)為(wei)簡單的(de)(de)正比(bi)(bi)例函數關系(xi)(xi)：v=H0r，（v表(biao)示(shi)星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)視(shi)向(xiang)速(su)(su)度，星(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)離(li)(li)為(wei)r）這就是(shi)著名的(de)(de)哈(ha)勃定律，式中的(de)(de)比(bi)(bi)例系(xi)(xi)數H0稱(cheng)為(wei)哈(ha)勃常數。

哈(ha)勃(bo)于1929年(nian)3月發表了(le)(le)(le)他(ta)(ta)的(de)(de)(de)(de)首次(ci)研(yan)究(jiu)結果，盡管(guan)取(qu)得了(le)(le)(le)46個星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)視(shi)向速(su)(su)度(du)(du)(du)資(zi)(zi)料，但其(qi)中(zhong)(zhong)(zhong)僅(jin)有(you)24個確定了(le)(le)(le)距離，且(qie)樣本星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)視(shi)向速(su)(su)度(du)(du)(du)最(zui)高不(bu)超(chao)過1200公(gong)里(li)/秒(miao)。實際上當時哈(ha)勃(bo)所導出(chu)的(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)速(su)(su)度(du)(du)(du)－距離關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)并(bing)不(bu)十分(fen)明晰，個別(bie)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)對關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)式v=H0r的(de)(de)(de)(de)彌散比(bi)較大。后來(lai)他(ta)(ta)與另一(yi)位天(tian)(tian)文學(xue)(xue)(xue)家赫馬森（M.L.Humason）合(he)作，又獲得了(le)(le)(le)50個星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)光譜觀測(ce)資(zi)(zi)料，其(qi)中(zhong)(zhong)(zhong)最(zui)大的(de)(de)(de)(de)視(shi)向速(su)(su)度(du)(du)(du)已(yi)接近2萬(wan)(wan)公(gong)里(li)/秒(miao)。在(zai)他(ta)(ta)們兩人于1931年(nian)根據(ju)新(xin)資(zi)(zi)料所發表的(de)(de)(de)(de)論文中(zhong)(zhong)(zhong)，星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)速(su)(su)度(du)(du)(du)－距離關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)得到進一(yi)步確認(ren)，且(qie)更為清晰。1948年(nian)，他(ta)(ta)們測(ce)得長(chang)蛇星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)團的(de)(de)(de)(de)退(tui)行速(su)(su)度(du)(du)(du)已(yi)高達6萬(wan)(wan)公(gong)里(li)/秒(miao)，而速(su)(su)度(du)(du)(du)－距離關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)依然成(cheng)立。今天(tian)(tian)，哈(ha)勃(bo)定律已(yi)被眾多的(de)(de)(de)(de)觀測(ce)事實所證(zheng)實，并(bing)為天(tian)(tian)文學(xue)(xue)(xue)家所公(gong)認(ren)，而且(qie)在(zai)宇(yu)宙學(xue)(xue)(xue)研(yan)究(jiu)中(zhong)(zhong)(zhong)起(qi)著特(te)(te)別(bie)重要(yao)的(de)(de)(de)(de)作用。有(you)意思的(de)(de)(de)(de)是，哈(ha)勃(bo)這位舉世(shi)公(gong)認(ren)的(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)天(tian)(tian)文學(xue)(xue)(xue)創(chuang)始人始終不(bu)愿接受術語“星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)”，他(ta)(ta)在(zai)自己的(de)(de)(de)(de)論文和報告(gao)中(zhong)(zhong)(zhong)一(yi)直(zhi)堅持用“河(he)外星(xing)(xing)云”來(lai)稱(cheng)呼河(he)外星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)。因此，美(mei)國歷史(shi)學(xue)(xue)(xue)家克里(li)斯(si)琴森（G.E.Christianson）親昵地把哈(ha)勃(bo)稱(cheng)為“星(xing)(xing)云世(shi)界(jie)的(de)(de)(de)(de)水手”，并(bing)以此作為書名，用35萬(wan)(wan)余字（中(zhong)(zhong)(zhong)譯本字數）的(de)(de)(de)(de)篇幅詳細記述(shu)了(le)(le)(le)哈(ha)勃(bo)的(de)(de)(de)(de)科學(xue)(xue)(xue)生(sheng)涯，特(te)(te)別(bie)是他(ta)(ta)在(zai)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)世(shi)界(jie)中(zhong)(zhong)(zhong)長(chang)年(nian)的(de)(de)(de)(de)辛勤勞作和做出(chu)的(de)(de)(de)(de)不(bu)朽業績。

發展歷史

早在(zai)1912年(nian)，施里弗(fu)(Slipher)就(jiu)得(de)到(dao)了“星云”的(de)(de)光譜(pu)，結果表(biao)明(ming)許多光譜(pu)都具(ju)有多普勒Doppler)紅移(yi)，表(biao)明(ming)這些“星云”在(zai)朝遠離我們(men)的(de)(de)方向運動。隨后人們(men)知道(dao)，這些“星云”實際(ji)上是類似(si)銀河系一樣的(de)(de)星系。

1929年哈(ha)勃(bo)(EdwinHubble)對河外(wai)星系的(de)視向(xiang)速(su)(su)度(du)(du)(du)與(yu)(yu)距離(li)的(de)關(guan)系進行了(le)研(yan)究(jiu)。當時只有(you)46個(ge)河外(wai)星系的(de)視向(xiang)速(su)(su)度(du)(du)(du)可以利用，而其(qi)中(zhong)僅(jin)有(you)24個(ge)有(you)推算出的(de)距離(li)，哈(ha)勃(bo)得出了(le)視向(xiang)速(su)(su)度(du)(du)(du)與(yu)(yu)距離(li)之間大致的(de)線(xian)性正(zheng)比(bi)關(guan)系。現代精確觀測已(yi)證實這種線(xian)性正(zheng)比(bi)關(guan)系v = H0×d 其(qi)中(zhong)v為(wei)退行速(su)(su)度(du)(du)(du)，d為(wei)星系距離(li)，H0為(wei)比(bi)例常數(shu)，稱為(wei)哈(ha)勃(bo)常數(shu)。這就是著名(ming)的(de)哈(ha)勃(bo)定(ding)律(lv)。

哈勃(bo)定(ding)律揭示宇宙是在不(bu)斷膨脹的(de)。這種(zhong)膨脹是一種(zhong)全(quan)空間的(de)均勻膨脹。因此(ci)，在任何一點的(de)觀測者都(dou)(dou)會看到完全(quan)一樣(yang)的(de)膨脹，從任何一個(ge)星系(xi)來看，一切星系(xi)都(dou)(dou)以它為(wei)中(zhong)心向(xiang)四(si)面散(san)(san)開，越(yue)遠的(de)星系(xi)間彼(bi)此(ci)散(san)(san)開的(de)速度越(yue)大。

導出過程

哈勃在(zai)導(dao)出(chu)(chu)他(ta)(ta)的(de)(de)(de)著名定(ding)律(lv)的(de)(de)(de)過(guo)程中，必須取得同一目(mu)標星(xing)(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)兩個基本觀測(ce)量(liang)，即星(xing)(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)視(shi)(shi)向(xiang)速度(du)(du)v和(he)距(ju)(ju)(ju)(ju)離r，并由此(ci)確定(ding)哈勃常數H0=v/r。視(shi)(shi)向(xiang)速度(du)(du)可以(yi)通過(guo)測(ce)量(liang)星(xing)(xing)(xing)系(xi)光(guang)(guang)(guang)(guang)譜中譜線的(de)(de)(de)多(duo)普勒位移來確定(ding)，較為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)簡單。問題的(de)(de)(de)關(guan)鍵是如何測(ce)得星(xing)(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)(ju)離。因為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)星(xing)(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)(ju)離極為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)遙遠，三角視(shi)(shi)差(cha)法(fa)對此(ci)“鞭長(chang)莫及”，所以(yi)必須另(ling)辟蹊(xi)徑。天文學家已找到了多(duo)種測(ce)定(ding)遙遠天體距(ju)(ju)(ju)(ju)離的(de)(de)(de)方法(fa)，其(qi)中以(yi)光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)測(ce)距(ju)(ju)(ju)(ju)法(fa)的(de)(de)(de)應用最為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)廣泛。對于一個光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)(yuan)（如恒星(xing)(xing)(xing)或(huo)(huo)星(xing)(xing)(xing)系(xi)）來說，其(qi)實際(ji)發(fa)光(guang)(guang)(guang)(guang)本領稱(cheng)為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)(yuan)的(de)(de)(de)光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)，這是光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)(yuan)自(zi)身的(de)(de)(de)內稟性(xing)質(zhi)。而觀測(ce)者(zhe)所看到的(de)(de)(de)光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)(yuan)的(de)(de)(de)明暗程度(du)(du)稱(cheng)為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)亮度(du)(du)，它(ta)是光(guang)(guang)(guang)(guang)源(yuan)(yuan)的(de)(de)(de)觀測(ce)特征。設一顆恒星(xing)(xing)(xing)（或(huo)(huo)其(qi)他(ta)(ta)天體）的(de)(de)(de)光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)L，亮度(du)(du)為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)B，距(ju)(ju)(ju)(ju)離為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)r，那么只(zhi)要選取恰當的(de)(de)(de)單位便(bian)有B=Lr-2。天文學中常用絕對星(xing)(xing)(xing)等(deng)M來表(biao)征光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)，用視(shi)(shi)星(xing)(xing)(xing)等(deng)m表(biao)征亮度(du)(du)，相應的(de)(de)(de)關(guan)系(xi)式(shi)為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)m-M=5lgr-5。m是觀測(ce)量(liang)，只(zhi)要設法(fa)確定(ding)恒星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)M，便(bian)可以(yi)導(dao)出(chu)(chu)它(ta)的(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)(ju)離r，這就是光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)測(ce)距(ju)(ju)(ju)(ju)法(fa)的(de)(de)(de)基本原理，所得出(chu)(chu)的(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)(ju)離稱(cheng)為(wei)(wei)(wei)(wei)(wei)光(guang)(guang)(guang)(guang)度(du)(du)距(ju)(ju)(ju)(ju)離。

那么(me)，如(ru)何確定(ding)(ding)天體(ti)的(de)(de)(de)絕(jue)(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)（即光(guang)度）呢？又有(you)(you)兩(liang)條不同(tong)的(de)(de)(de)途徑。一是設法確定(ding)(ding)某類(lei)(lei)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)所具(ju)有(you)(you)的(de)(de)(de)恒(heng)定(ding)(ding)的(de)(de)(de)、或者變化不大(da)的(de)(de)(de)絕(jue)(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)M，因此對(dui)于(yu)遠(yuan)處未知距離(li)的(de)(de)(de)這(zhe)(zhe)類(lei)(lei)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)來說(shuo)，只要測(ce)得它(ta)的(de)(de)(de)視星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)m，便(bian)可(ke)推算出它(ta)的(de)(de)(de)距離(li)。這(zhe)(zhe)類(lei)(lei)可(ke)用(yong)于(yu)測(ce)距的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)稱(cheng)為(wei)(wei)標距天體(ti)，它(ta)們的(de)(de)(de)絕(jue)(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)就是“標準(zhun)燭光(guang)”。例如(ru)，藍白色的(de)(de)(de)亮星(xing)(xing)(xing)(xing)以及稱(cheng)為(wei)(wei)沃爾夫－拉葉星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)一類(lei)(lei)特殊恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)，平均(jun)絕(jue)(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)M約為(wei)(wei)-7.0，新星(xing)(xing)(xing)(xing)爆發后(hou)最明亮時(shi)也(ye)可(ke)達(da)到(dao)M≈-7.0，它(ta)們可(ke)以作為(wei)(wei)標準(zhun)燭光(guang)，其測(ce)距的(de)(de)(de)適(shi)用(yong)范圍(wei)最遠(yuan)約可(ke)達(da)5000萬光(guang)年。又如(ru)天琴RR型變星(xing)(xing)(xing)(xing)達(da)到(dao)極大(da)亮度時(shi)的(de)(de)(de)絕(jue)(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)M約為(wei)(wei)0.6，這(zhe)(zhe)是另(ling)一類(lei)(lei)標距天體(ti)，其測(ce)距的(de)(de)(de)適(shi)用(yong)范圍(wei)最遠(yuan)可(ke)超過300萬光(guang)年。

二(er)是尋求“標(biao)距(ju)(ju)關(guan)(guan)系(xi)”。以造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)(bian)(bian)星(xing)(xing)為(wei)例，該類變(bian)(bian)(bian)星(xing)(xing)的(de)平均絕對(dui)星(xing)(xing)等M與光(guang)變(bian)(bian)(bian)周(zhou)(zhou)期P之間有(you)著確(que)定的(de)周(zhou)(zhou)光(guang)關(guan)(guan)系(xi)M=a lgP+b，其中(zhong)P是可(ke)觀(guan)測(ce)(ce)量，a和b為(wei)常參(can)數，可(ke)以通過已知距(ju)(ju)離(li)(li)的(de)近距(ju)(ju)造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)(bian)(bian)星(xing)(xing)來加(jia)以標(biao)定，其中(zhong)b稱(cheng)為(wei)周(zhou)(zhou)光(guang)關(guan)(guan)系(xi)的(de)零點，而像造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)(bian)(bian)星(xing)(xing)周(zhou)(zhou)光(guang)關(guan)(guan)系(xi)那(nei)樣可(ke)以用來測(ce)(ce)定天體(ti)距(ju)(ju)離(li)(li)的(de)關(guan)(guan)系(xi)便(bian)稱(cheng)為(wei)標(biao)距(ju)(ju)關(guan)(guan)系(xi)。于是，對(dui)應于確(que)定的(de)周(zhou)(zhou)光(guang)關(guan)(guan)系(xi)，只要測(ce)(ce)得未知距(ju)(ju)離(li)(li)的(de)遠距(ju)(ju)造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)(bian)(bian)星(xing)(xing)的(de)光(guang)變(bian)(bian)(bian)周(zhou)(zhou)期，便(bian)能計算(suan)出相(xiang)應的(de)絕對(dui)星(xing)(xing)等，并進而推算(suan)出距(ju)(ju)離(li)(li)。造(zao)(zao)(zao)父(fu)變(bian)(bian)(bian)星(xing)(xing)是一(yi)類高(gao)光(guang)度(du)恒星(xing)(xing)，即使在相(xiang)當遠的(de)地方也(ye)能觀(guan)測(ce)(ce)到，利用它們(men)的(de)周(zhou)(zhou)光(guang)關(guan)(guan)系(xi)作為(wei)標(biao)距(ju)(ju)關(guan)(guan)系(xi)，適用范圍最遠也(ye)可(ke)達5000萬光(guang)年(nian)左右。

星(xing)(xing)(xing)系的(de)尺度與其距(ju)離(li)相比通(tong)常是很(hen)小(xiao)的(de)，可以合理地認為星(xing)(xing)(xing)系中(zhong)的(de)所有恒星(xing)(xing)(xing)具有相同的(de)距(ju)離(li)，只要(yao)在(zai)星(xing)(xing)(xing)系中(zhong)證(zheng)出(chu)某類(lei)標(biao)(biao)距(ju)天體，便可以利用“標(biao)(biao)準燭光(guang)”或標(biao)(biao)距(ju)關系確定出(chu)標(biao)(biao)距(ju)天體的(de)距(ju)離(li)，即星(xing)(xing)(xing)系的(de)距(ju)離(li)，而這就是當年哈(ha)勃測(ce)定目標(biao)(biao)星(xing)(xing)(xing)系距(ju)離(li)的(de)基本思路。

但是(shi)如(ru)(ru)果“標(biao)(biao)(biao)準(zhun)(zhun)燭光”不(bu)(bu)很(hen)“標(biao)(biao)(biao)準(zhun)(zhun)”，標(biao)(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關(guan)(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)不(bu)(bu)太精確(que)，或(huo)者標(biao)(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關(guan)(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)參數(shu)(shu)(shu)a和(he)b標(biao)(biao)(biao)定(ding)有誤，則必(bi)然(ran)會給星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)距(ju)(ju)(ju)離r的(de)(de)(de)(de)測(ce)定(ding)值(zhi)帶來誤差(cha)，甚至(zhi)錯誤。一(yi)旦r的(de)(de)(de)(de)測(ce)定(ding)有誤，即(ji)使星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)視向速度(du)v測(ce)得很(hen)準(zhun)(zhun)，哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)(shu)的(de)(de)(de)(de)測(ce)定(ding)結(jie)果必(bi)然(ran)就不(bu)(bu)準(zhun)(zhun)確(que)了。另(ling)一(yi)方面，由(you)數(shu)(shu)(shu)學關(guan)(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)式H0 = v/ r可(ke)知，由(you)距(ju)(ju)(ju)離測(ce)定(ding)誤差(cha)mr引起的(de)(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)(shu)的(de)(de)(de)(de)確(que)定(ding)誤差(cha)為m = vm r /r2，可(ke)見(jian)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離越(yue)遠(yuan)，所(suo)得出(chu)的(de)(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)(shu)就越(yue)精確(que)，這(zhe)(zhe)(zhe)就是(shi)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)為什么要通(tong)過對遠(yuan)距(ju)(ju)(ju)離星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)觀(guan)(guan)測(ce)來確(que)認(ren)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)定(ding)律(lv)并(bing)(bing)標(biao)(biao)(biao)定(ding)H0的(de)(de)(de)(de)原因之一(yi)。除(chu)了“標(biao)(biao)(biao)準(zhun)(zhun)燭光”或(huo)者標(biao)(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關(guan)(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)可(ke)能(neng)不(bu)(bu)嚴(yan)格所(suo)引起的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離測(ce)定(ding)誤差(cha)外，影響(xiang)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)(shu)測(ce)定(ding)結(jie)果的(de)(de)(de)(de)另(ling)一(yi)個因素(su)是(shi)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)運(yun)動(dong)的(de)(de)(de)(de)復雜性(xing)。鑒于(yu)(yu)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)的(de)(de)(de)(de)貢獻，天文學上(shang)(shang)把星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)普遍性(xing)退行(xing)運(yun)動(dong)稱(cheng)為哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)，這(zhe)(zhe)(zhe)是(shi)一(yi)種遵循哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)定(ding)律(lv)的(de)(de)(de)(de)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)統(tong)性(xing)運(yun)動(dong)。事(shi)實上(shang)(shang)，除(chu)了參與哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)動(dong)外，由(you)于(yu)(yu)局部大質量天體引力場的(de)(de)(de)(de)作用(yong)，星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)自身還有偏離哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)動(dong)的(de)(de)(de)(de)所(suo)謂“本(ben)(ben)動(dong)”，因而在星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)觀(guan)(guan)測(ce)運(yun)動(dong)中(zhong)應(ying)該(gai)包含(han)了哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)動(dong)和(he)本(ben)(ben)動(dong)兩個部分(fen)，而后(hou)者并(bing)(bing)不(bu)(bu)服從哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)定(ding)律(lv)。觀(guan)(guan)測(ce)研究表明，星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離越(yue)遠(yuan)，本(ben)(ben)動(dong)部分(fen)占星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)觀(guan)(guan)測(ce)運(yun)動(dong)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)比例(li)(li)越(yue)小。從這(zhe)(zhe)(zhe)個角(jiao)度(du)說，為了能(neng)得出(chu)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)參與哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)動(dong)的(de)(de)(de)(de)速度(du)的(de)(de)(de)(de)可(ke)靠結(jie)果，盡可(ke)能(neng)減小本(ben)(ben)動(dong)成分(fen)的(de)(de)(de)(de)影響(xiang)，也應(ying)該(gai)用(yong)盡可(ke)能(neng)遠(yuan)的(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)來對哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)(shu)進行(xing)絕對定(ding)標(biao)(biao)(biao)。例(li)(li)如(ru)(ru)，后(hou)發(fa)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)團的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離已接近(jin)1億秒差(cha)距(ju)(ju)(ju)，它的(de)(de)(de)(de)運(yun)動(dong)主要表現為宇宙(zhou)膨脹引起的(de)(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)動(dong)，本(ben)(ben)動(dong)只占很(hen)小的(de)(de)(de)(de)比例(li)(li)，由(you)這(zhe)(zhe)(zhe)類天體的(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離測(ce)定(ding)值(zhi)和(he)視向速度(du)測(ce)定(ding)結(jie)果，才能(neng)得出(chu)比較可(ke)靠的(de)(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)(shu)。

哈勃常數

在(zai)(zai)二十世紀后(hou)半，哈勃常數(shu)H0的值被估(gu)計約在(zai)(zai)50至90(km/s)/Mpc之間。

哈勃常數的(de)(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)曾是個(ge)長久而激烈的(de)(de)(de)(de)(de)爭議主(zhu)(zhu)題(ti)，Gérard de Vaucouleurs主(zhu)(zhu)張其(qi)值(zhi)(zhi)應(ying)(ying)為(wei)(wei)(wei)80而Allan Sandage則認為(wei)(wei)(wei)其(qi)應(ying)(ying)為(wei)(wei)(wei)40。1996年，由(you)JohnBahcall主(zhu)(zhu)持(chi)，包含Gustav Tammann及Sidney van den Bergh的(de)(de)(de)(de)(de)辯(bian)論以類似早(zao)期Shapley-Curtisdebate的(de)(de)(de)(de)(de)模(mo)式舉(ju)行(xing)，主(zhu)(zhu)題(ti)針對上述(shu)兩個(ge)競(jing)爭數值(zhi)(zhi)。1990年代(dai)晚期，引進(jin)(jin)宇(yu)宙的(de)(de)(de)(de)(de)λ-CDM模(mo)型(xing)，數值(zhi)(zhi)差(cha)異的(de)(de)(de)(de)(de)問(wen)題(ti)被(bei)部分(fen)地解(jie)決。在(zai)此(ci)(ci)模(mo)型(xing)下，利(li)用蘇尼亞耶夫-澤(ze)爾多維奇效(xiao)應(ying)(ying)進(jin)(jin)行(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)X光(guang)高(gao)紅移群及微波波長的(de)(de)(de)(de)(de)觀(guan)察、宇(yu)宙微波背(bei)(bei)景(jing)輻(fu)(fu)射各(ge)向(xiang)異性的(de)(de)(de)(de)(de)量度和光(guang)學調查皆測(ce)定(ding)哈柏常數的(de)(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)70左右。特(te)別的(de)(de)(de)(de)(de)是，Hubble Key Project（由(you)Wendy L.Freedman博士主(zhu)(zhu)導，在(zai)卡內基天(tian)文臺進(jin)(jin)行(xing)）進(jin)(jin)行(xing)最精確的(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)學測(ce)量，在(zai)2001年五月發表其(qi)最終估計值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)72±8(km/s)/Mpc，此(ci)(ci)結果(guo)與基于(yu)蘇尼亞耶夫-澤(ze)爾多維奇效(xiao)應(ying)(ying)進(jin)(jin)行(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)銀河系(xi)星(xing)群觀(guan)測(ce)所測(ce)出(chu)的(de)(de)(de)(de)(de)H0相(xiang)當一致(zhi)(zhi)，具有相(xiang)似的(de)(de)(de)(de)(de)精確值(zhi)(zhi)。在(zai)2003年，利(li)用WMAP所得出(chu)最高(gao)精度的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)宙微波背(bei)(bei)景(jing)輻(fu)(fu)射測(ce)定(ding)值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)71±4 (km/s)/Mpc，而直到(dao)2006年，皆以70 (km/s)/Mpc,+2.4/-3.2作為(wei)(wei)(wei)測(ce)定(ding)值(zhi)(zhi)。因(yin)(yin)為(wei)(wei)(wei)1秒(miao)差(cha)距接近米，故(gu)在(zai)公制單位中H0的(de)(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)約為(wei)(wei)(wei)(m/s)/m（Hertz）。從上述(shu)三種方法得出(chu)一致(zhi)(zhi)的(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)定(ding)值(zhi)(zhi)提(ti)供了H0測(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(bei)以Ia型(xing)超新(xin)星(xing)所制定(ding)的(de)(de)(de)(de)(de)標準(zhun)燭光(guang)觀(guan)察標準(zhun)所測(ce)量。該標準(zhun)定(ding)于(yu)1998年，其(qi)值(zhi)(zhi)被(bei)定(ding)為(wei)(wei)(wei)負(fu)值(zhi)(zhi)。此(ci)(ci)舉(ju)使許多天(tian)文學家感(gan)到(dao)驚訝，因(yin)(yin)為(wei)(wei)(wei)這暗示著(zhu)宇(yu)宙膨脹正(zheng)在(zai)“加(jia)速”（雖然哈柏因(yin)(yin)子隨時間而遞(di)減(jian)；詳(xiang)見暗物質及λ-CDM模(mo)型(xing)）。

在(zai)2006年(nian)八月，利用美國國家航空航天(tian)局（NASA）的Chandra X光(guang)天(tian)文臺(tai)（Chandra X-ray Observatory），來(lai)自NASA Marshall Space FlightCenter（MSFC）的研究小組(zu)觀測(ce)得出哈柏常數的值為77公(gong)里(li)每秒(miao)每百萬(wan)秒(miao)差距（77km/sMpc；1百萬(wan)秒(miao)差距等(deng)于3.26百萬(wan)光(guang)年(nian)），不準量約15%。

2009.5.7，美國宇航(hang)局NASA發布最新的(de)Hubble常數測(ce)定(ding)(ding)值(zhi)，根據對(dui)遙遠星(xing)系Ia超(chao)新星(xing)的(de)最新測(ce)量(liang)結果(guo)，常數被確(que)定(ding)(ding)為(74.2± 3.6)km/(s*Mpc)，不確(que)定(ding)(ding)度進一步(bu)縮小到5%以(yi)內。

物理意義

利用(yong)哈(ha)勃定律(lv)v=H0 r，只要能確知哈(ha)勃常數(shu)H0，便(bian)可由(you)天(tian)體的(de)視(shi)向(xiang)速度v得出其距(ju)離r，稱為(wei)宇(yu)宙學距(ju)離，這里唯一(yi)需要取得的(de)觀測資料(liao)是遠方(fang)天(tian)體的(de)視(shi)向(xiang)速度。這樣r=v/H0 也許(xu)便(bian)是確定天(tian)體宇(yu)宙學距(ju)離的(de)最為(wei)簡(jian)單的(de)一(yi)種標距(ju)關系(xi)，但前提是哈(ha)勃常數(shu)必需已知。

p作(zuo)為天(tian)文(wen)學(xue)分(fen)(fen)支(zhi)學(xue)科之(zhi)一(yi)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)學(xue)，主要是(shi)(shi)從大尺(chi)度(du)(du)（甚至整(zheng)體）上(shang)研究宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)(de)結構(gou)和(he)演化(hua)，又可分(fen)(fen)為觀測(ce)(ce)(ce)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)學(xue)和(he)理(li)論宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)學(xue)模型(xing)兩(liang)方面的(de)(de)(de)(de)(de)內容(rong)，不過兩(liang)者(zhe)之(zhi)間有著(zhu)密切的(de)(de)(de)(de)(de)聯系(xi)。“大尺(chi)度(du)(du)”結構(gou)，通常是(shi)(shi)指范圍在(zai)(zai)(zai)10Mpc（3000萬光年）以上(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)物(wu)質分(fen)(fen)布情況，而(er)目前所能(neng)觀測(ce)(ce)(ce)到的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)尺(chi)度(du)(du)為1010光年量級。在(zai)(zai)(zai)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)學(xue)中(zhong)(zhong)，有一(yi)條未能(neng)完(wan)(wan)全(quan)證實的(de)(de)(de)(de)(de)“公設”性(xing)基本原理(li)，即宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)學(xue)原理(li)。它的(de)(de)(de)(de)(de)含(han)意(yi)是(shi)(shi)：在(zai)(zai)(zai)空間中(zhong)(zhong)任(ren)意(yi)一(yi)點(dian)，以及從任(ren)意(yi)一(yi)點(dian)位(wei)置上(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)任(ren)一(yi)方向來(lai)進行觀察(cha)的(de)(de)(de)(de)(de)話，宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)(de)大尺(chi)度(du)(du)圖(tu)景(jing)是(shi)(shi)沒有區別的(de)(de)(de)(de)(de)；而(er)且(qie)對(dui)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)中(zhong)(zhong)各處(chu)的(de)(de)(de)(de)(de)觀測(ce)(ce)(ce)者(zhe)來(lai)說，他(ta)們所觀察(cha)到的(de)(de)(de)(de)(de)物(wu)理(li)量和(he)物(wu)理(li)規(gui)律(lv)完(wan)(wan)全(quan)相(xiang)同(tong)(tong)，沒有任(ren)何(he)一(yi)個(ge)(ge)觀測(ce)(ce)(ce)者(zhe)會處(chu)于與(yu)眾不同(tong)(tong)的(de)(de)(de)(de)(de)特(te)殊地(di)(di)位(wei)。根據(ju)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)學(xue)原理(li)，地(di)(di)球(qiu)上(shang)所觀察(cha)到的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)大尺(chi)度(du)(du)圖(tu)景(jing)也(ye)能(neng)被處(chu)于任(ren)何(he)其他(ta)天(tian)體上(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)觀測(ce)(ce)(ce)者(zhe)看到，這就意(yi)味著(zhu)由地(di)(di)球(qiu)觀測(ce)(ce)(ce)者(zhe)所發現的(de)(de)(de)(de)(de)哈勃定律(lv)應該同(tong)(tong)樣適用(yong)于宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)中(zhong)(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)任(ren)何(he)天(tian)體。于是(shi)(shi)可以得知，在(zai)(zai)(zai)任(ren)何(he)一(yi)個(ge)(ge)星系(xi)上(shang)，都能(neng)觀測(ce)(ce)(ce)到其他(ta)星系(xi)在(zai)(zai)(zai)作(zuo)遠(yuan)離(li)(li)該星系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)退行運動，而(er)且(qie)距離(li)(li)越遠(yuan)的(de)(de)(de)(de)(de)星系(xi)退行速度(du)(du)越大。由此(ci)可以得出一(yi)個(ge)(ge)重要的(de)(de)(de)(de)(de)推(tui)論：對(dui)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)中(zhong)(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)任(ren)何(he)兩(liang)個(ge)(ge)星系(xi)來(lai)說，它們都在(zai)(zai)(zai)彼此(ci)互(hu)相(xiang)遠(yuan)離(li)(li)，而(er)且(qie)星系(xi)間的(de)(de)(de)(de)(de)距離(li)(li)越遠(yuan)，相(xiang)互(hu)遠(yuan)離(li)(li)的(de)(de)(de)(de)(de)速度(du)(du)也(ye)越大。因此(ci)對(dui)由哈勃定律(lv)所推(tui)斷的(de)(de)(de)(de)(de)上(shang)述大尺(chi)度(du)(du)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)圖(tu)景(jing)的(de)(de)(de)(de)(de)最簡單的(de)(de)(de)(de)(de)物(wu)理(li)解釋便是(shi)(shi)整(zheng)個(ge)(ge)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)在(zai)(zai)(zai)不斷膨脹，且(qie)這種(zhong)膨脹是(shi)(shi)均勻各向同(tong)(tong)性(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)，這正(zheng)是(shi)(shi)大爆(bao)炸宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)模型(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)預期結果。

哈(ha)(ha)(ha)勃常數(shu)(shu)的(de)倒數(shu)(shu)t0=r/v=H0-1具(ju)有時間的(de)量綱(gang)，稱(cheng)為哈(ha)(ha)(ha)勃時間。既然(ran)(ran)哈(ha)(ha)(ha)勃定(ding)律(lv)是由大爆(bao)炸引起的(de)宇(yu)宙膨(peng)脹的(de)一種(zhong)觀測(ce)效應，那么在過去遙(yao)遠的(de)某(mou)個(ge)時間，具(ju)體說來(lai)就(jiu)是在t0時間前(qian)，宇(yu)宙中所有的(de)物質必(bi)然(ran)(ran)聚集于一點，或(huo)者(zhe)說一個(ge)極小的(de)空間范圍內。可(ke)(ke)見，一旦確(que)定(ding)了哈(ha)(ha)(ha)勃常數(shu)(shu)的(de)具(ju)體數(shu)(shu)值，便可(ke)(ke)以估計(ji)宇(yu)宙的(de)年(nian)齡(ling)(ling)。由近(jin)期(qi)測(ce)定(ding)的(de)哈(ha)(ha)(ha)勃常數(shu)(shu)H0=73km/（s·Mpc），可(ke)(ke)以推算出(chu)宇(yu)宙年(nian)齡(ling)(ling)的(de)上限為137億年(nian)（不(bu)過有報道(dao)稱(cheng)，2006年(nian)8月(yue)一項新的(de)研究結(jie)果是宇(yu)宙的(de)年(nian)齡(ling)(ling)應為158億年(nian)，可(ke)(ke)是對(dui)此仍然(ran)(ran)存在爭議）。哈(ha)(ha)(ha)勃定(ding)律(lv)表征了宇(yu)宙膨(peng)脹，但(dan)哈(ha)(ha)(ha)勃常數(shu)(shu)并(bing)不(bu)是宇(yu)宙膨(peng)脹的(de)速(su)度，而(er)是星系間退行速(su)度的(de)變化率。哈(ha)(ha)(ha)勃常數(shu)(shu)的(de)單位是每(mei)(mei)百萬(wan)秒差距、每(mei)(mei)秒公里(li)(li)，如采用H0=73km/（s·Mpc），那么星系間的(de)距離每(mei)(mei)增大1Mpc，星系的(de)相(xiang)互退行速(su)度便增大73公里(li)(li)/秒。

在(zai)(zai)哈(ha)勃(bo)定(ding)(ding)律發(fa)(fa)現(xian)(xian)之前(qian)，蘇聯數學家(jia)弗里德(de)曼(man)（A.A.Friedmann）于(yu)1922年(nian)首次論證(zheng)了宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)隨時間不斷(duan)膨脹的(de)可能(neng)性，從(cong)而對愛因斯坦的(de)靜態宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)觀念(nian)提出了挑戰。比利時主教、天文學家(jia)勒梅(mei)(mei)特（G.Lemaltre）在(zai)(zai)弗里德(de)曼(man)工作的(de)基礎(chu)上，經過5年(nian)的(de)潛心研究，于(yu)1927年(nian)提出均勻各向同性的(de)膨脹宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)模(mo)型(xing)(xing)。在(zai)(zai)這一模(mo)型(xing)(xing)中，遙遠天體的(de)紅移(yi)（即(ji)退行(xing)運動(dong)）起(qi)因于(yu)空間膨脹，勒梅(mei)(mei)特還(huan)預言紅移(yi)的(de)大(da)小(xiao)應(ying)該與天體的(de)距離成(cheng)正比。但是，1920年(nian)代(dai)的(de)通(tong)訊技術和學術交流遠不如(ru)現(xian)(xian)在(zai)(zai)發(fa)(fa)達(da)，大(da)洋彼岸(an)的(de)哈(ha)勃(bo)對弗里德(de)曼(man)和勒梅(mei)(mei)特的(de)理論一無所(suo)知。可見，哈(ha)勃(bo)定(ding)(ding)律的(de)發(fa)(fa)現(xian)(xian)過程并(bing)不是刻意為(wei)了證(zheng)實膨脹宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)模(mo)型(xing)(xing)，它完全是哈(ha)勃(bo)本人在(zai)(zai)觀測和細心分析的(de)基礎(chu)上所(suo)獲得的(de)原創性成(cheng)果(guo)。星系存在(zai)(zai)普(pu)遍(bian)性退行(xing)運動(dong)以及哈(ha)勃(bo)定(ding)(ding)律的(de)發(fa)(fa)現(xian)(xian)，對宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)膨脹及大(da)爆(bao)炸宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)論是一個強有力(li)的(de)支持。

宇宙(zhou)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)各類(lei)天(tian)體(ti)必(bi)定形(xing)成于宇宙(zhou)誕生之后，自然它們的(de)(de)(de)(de)年(nian)齡都不(bu)可(ke)能超過由(you)哈(ha)(ha)勃(bo)(bo)定律推算(suan)出(chu)(chu)的(de)(de)(de)(de)宇宙(zhou)年(nian)齡137億(yi)年(nian)。根據恒星(xing)演化(hua)理論(lun)，可(ke)以(yi)推知最(zui)年(nian)老星(xing)系(xi)(xi)和恒星(xing)的(de)(de)(de)(de)年(nian)齡為100多億(yi)年(nian)；太(tai)陽現(xian)在(zai)的(de)(de)(de)(de)年(nian)齡約(yue)為50億(yi)年(nian)，地球年(nian)齡約(yue)為46億(yi)年(nian)，所有(you)這(zhe)些由(you)不(bu)同途(tu)徑測(ce)得(de)的(de)(de)(de)(de)涉及各類(lei)天(tian)體(ti)年(nian)齡的(de)(de)(de)(de)結果，都可(ke)以(yi)按合(he)理的(de)(de)(de)(de)時序一(yi)一(yi)納入(ru)大爆炸后宇宙(zhou)整體(ti)演化(hua)的(de)(de)(de)(de)框(kuang)架內。盡管哈(ha)(ha)勃(bo)(bo)第一(yi)篇(pian)涉及星(xing)系(xi)(xi)速(su)度－距離關(guan)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)論(lun)文(wen)只有(you)短(duan)短(duan)的(de)(de)(de)(de)6頁(ye)，卻(que)是人類(lei)對宇宙(zhou)認(ren)識的(de)(de)(de)(de)一(yi)次飛躍(yue)。著名的(de)(de)(de)(de)美國宇宙(zhou)學(xue)家(jia)惠特羅(luo)（G.J.Whitrow）把哈(ha)(ha)勃(bo)(bo)定律和400年(nian)前哥白尼提(ti)(ti)出(chu)(chu)的(de)(de)(de)(de)日心說相提(ti)(ti)并(bing)論(lun)，在(zai)天(tian)文(wen)學(xue)史上(shang)兩者都具(ju)有(you)革命性的(de)(de)(de)(de)意義。盡管哈(ha)(ha)勃(bo)(bo)在(zai)他的(de)(de)(de)(de)這(zhe)篇(pian)開創性論(lun)文(wen)中(zhong)沒(mei)有(you)提(ti)(ti)到宇宙(zhou)膨脹的(de)(de)(de)(de)概念，但由(you)于他的(de)(de)(de)(de)重要發現(xian)，長久以(yi)來關(guan)于靜止宇宙(zhou)的(de)(de)(de)(de)圖像終究被(bei)動態的(de)(de)(de)(de)膨脹宇宙(zhou)模(mo)型取(qu)代了。

宇宙膨脹

在1998年，來自(zi)Ia超新(xin)星標(biao)準(zhun)燭光測量的q值卻是負面(mian)的，令許多天文學驚訝的是宇宙的膨(peng)脹(zhang)仍(reng)在「加(jia)速中」(雖(sui)然哈(ha)柏(bo)因(yin)子會隨著(zhu)時(shi)間而衰(shuai)減，參見(jian)暗物質(zhi)和ΛCDM模型(xing))。