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定義發現

1912年(nian)到1922年(nian)間，美國天文學家維斯(si)托(tuo)·斯(si)里弗觀(guan)測了41個(ge)(ge)星系的(de)光譜(pu)(pu)，發現其中的(de)36個(ge)(ge)星系的(de)光譜(pu)(pu)發生紅(hong)移，他認(ren)為這種現象意味著這些(xie)星系正在(zai)遠離地球。

物理學家和數學家利(li)用愛因斯坦場方程建立了時(shi)間和空間協調一(yi)(yi)(yi)致(zhi)的理論(lun)。將最(zui)一(yi)(yi)(yi)般的原則(ze)應用到自然的宇宙，產生了一(yi)(yi)(yi)個動態(tai)的解決方案，與當時(shi)的靜態(tai)宇宙的概念產生了沖突(tu)。

1927年，比利(li)時天(tian)文學家喬治(zhi)·勒梅特計算出愛因斯坦場方程的一(yi)個(ge)解，發現宇宙在不斷(duan)地膨脹。

1929年(nian)，美國天文學(xue)家埃德溫(wen)·哈(ha)勃發表其(qi)觀測(ce)結果：距離銀河系(xi)越遠的星系(xi)退行越快。

背景介紹

自河(he)外星系(xi)(xi)(xi)本質之(zhi)謎被揭(jie)開(kai)之(zhi)后，人類對宇宙的(de)(de)(de)認(ren)識從(cong)銀河(he)系(xi)(xi)(xi)擴展到了廣(guang)袤的(de)(de)(de)星系(xi)(xi)(xi)世(shi)界(jie)，一些天(tian)文學家開(kai)始把注意力(li)轉(zhuan)向星系(xi)(xi)(xi)。從(cong)1920年(nian)代后期起，哈勃本人更是利用當時(shi)世(shi)界(jie)上最大的(de)(de)(de)威爾遜(xun)山天(tian)文臺2.5米(mi)口(kou)徑的(de)(de)(de)望遠鏡(jing)，全力(li)從(cong)事(shi)星系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)實測和研究工作(zuo)，其中包括測定(ding)(ding)星系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)視向速度，以及估計(ji)星系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)距(ju)離(li)，前者需要對星系(xi)(xi)(xi)進行(xing)光譜觀測，后者則(ze)必須找到合適(shi)的(de)(de)(de)、能用于測定(ding)(ding)星系(xi)(xi)(xi)距(ju)離(li)的(de)(de)(de)標距(ju)天(tian)體或(huo)標距(ju)關系(xi)(xi)(xi)。哈勃開(kai)展上述(shu)兩(liang)項工作(zuo)的(de)(de)(de)目(mu)的(de)(de)(de)，是試圖探求星系(xi)(xi)(xi)視向速度與(yu)距(ju)離(li)之(zhi)間是否存在某(mou)種關系(xi)(xi)(xi)。

宇宙中(zhong)所(suo)有天體都在運(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)，天文學(xue)上把(ba)天體空間運(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)速(su)度(du)在觀測(ce)(ce)者視(shi)線方(fang)向(xiang)上的(de)(de)(de)分量稱為(wei)天體的(de)(de)(de)視(shi)向(xiang)速(su)度(du)。視(shi)向(xiang)速(su)度(du)測(ce)(ce)定的(de)(de)(de)基礎是物理學(xue)上的(de)(de)(de)多(duo)普勒(le)效應(ying)(ying)，它由奧地利物理學(xue)家多(duo)普勒(le)（J.C.Doppler）于1842年首先發現。該(gai)效應(ying)(ying)指出，運(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)中(zhong)聲(sheng)源(yuan)發出的(de)(de)(de)聲(sheng)音(yin)（如高(gao)速(su)運(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)中(zhong)火車(che)的(de)(de)(de)汽笛(di)聲(sheng)），在靜(jing)(jing)(jing)止觀測(ce)(ce)者聽來是變(bian)化的(de)(de)(de)。若以c表示聲(sheng)速(su)，v為(wei)聲(sheng)源(yuan)的(de)(de)(de)運(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)速(su)度(du)，則靜(jing)(jing)(jing)止觀測(ce)(ce)者實際聽到的(de)(de)(de)運(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)中(zhong)聲(sheng)源(yuan)所(suo)發出聲(sheng)音(yin)的(de)(de)(de)波(bo)長(chang)λ，與聲(sheng)源(yuan)靜(jing)(jing)(jing)止時聲(sheng)音(yin)波(bo)長(chang)λ0之(zhi)間的(de)(de)(de)關(guan)系符合數學(xue)表達式(shi)（λ-λ0）/λ0=v/c，稱為(wei)多(duo)普勒(le)效應(ying)(ying)。因為(wei)聲(sheng)速(su)c和靜(jing)(jing)(jing)止波(bo)長(chang)λ0是已知的(de)(de)(de)，λ可通過實測(ce)(ce)加(jia)以確定，所(suo)以可以利用多(duo)普勒(le)效應(ying)(ying)測(ce)(ce)出聲(sheng)源(yuan)的(de)(de)(de)運(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)速(su)度(du)v。聲(sheng)源(yuan)的(de)(de)(de)運(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)速(su)度(du)越高(gao)，聲(sheng)波(bo)波(bo)長(chang)的(de)(de)(de)變(bian)化越顯著(zhu)。

光是(shi)(shi)(shi)(shi)一種電磁(ci)波(bo)(bo)，如果把多(duo)普(pu)勒效應同(tong)樣應用于(yu)天(tian)體光線(xian)(xian)的(de)(de)傳播上，公(gong)式中(zhong)的(de)(de)c就(jiu)是(shi)(shi)(shi)(shi)光速，v就(jiu)是(shi)(shi)(shi)(shi)天(tian)體的(de)(de)視(shi)向(xiang)速度(du)。以恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)為例，通(tong)常(chang)在(zai)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)光譜中(zhong)會有(you)一些(xie)吸(xi)收(shou)譜線(xian)(xian)，這是(shi)(shi)(shi)(shi)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)表面發(fa)出(chu)的(de)(de)光輻射(she)被恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)大氣中(zhong)各種元素吸(xi)收(shou)所造成的(de)(de)，且特定(ding)的(de)(de)元素嚴格對應著特定(ding)波(bo)(bo)長(chang)的(de)(de)若干條(tiao)吸(xi)收(shou)線(xian)(xian)。只要把實測(ce)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)光譜中(zhong)某種元素的(de)(de)吸(xi)收(shou)譜線(xian)(xian)位(wei)置（即(ji)運動光源的(de)(de)波(bo)(bo)長(chang)λ），與實驗室中(zhong)同(tong)種元素的(de)(de)標準(zhun)譜線(xian)(xian)位(wei)置（即(ji)靜止(zhi)波(bo)(bo)長(chang)λ0）加以比較，就(jiu)可(ke)以發(fa)現兩者之間會產(chan)生一定(ding)的(de)(de)位(wei)移Δλ=λ-λ0，即(ji)多(duo)普(pu)勒位(wei)移。λ0是(shi)(shi)(shi)(shi)已知的(de)(de)，而Δλ又可(ke)以通(tong)過觀(guan)測(ce)得(de)到，所以通(tong)過多(duo)普(pu)勒效應即(ji)可(ke)推算出(chu)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)視(shi)向(xiang)速度(du)v，這就(jiu)是(shi)(shi)(shi)(shi)確定(ding)天(tian)體視(shi)向(xiang)速度(du)的(de)(de)基本原理(li)。據此，英(ying)國天(tian)文學家(jia)哈金斯（W. Huggins）在(zai)1868年首次測(ce)得(de)天(tian)狼(lang)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)視(shi)向(xiang)速度(du)為46公(gong)里/秒，且正(zheng)在(zai)遠離地球而去。

哈勃(bo)開展(zhan)的(de)(de)(de)(de)(de)這項觀(guan)(guan)測(ce)(ce)研究(jiu)是(shi)非(fei)常(chang)細致又極(ji)為(wei)(wei)枯燥的(de)(de)(de)(de)(de)，他在(zai)(zai)相當(dang)長的(de)(de)(de)(de)(de)一段時(shi)間(jian)內(nei)投入了(le)自(zi)己的(de)(de)(de)(de)(de)全部精(jing)力(li)。與現代設備相比，1920年(nian)代觀(guan)(guan)測(ce)(ce)條件很(hen)簡陋，2.5米口徑望遠(yuan)鏡(jing)不(bu)(bu)僅操(cao)縱起來頗為(wei)(wei)費(fei)力(li)，而(er)且不(bu)(bu)時(shi)會出(chu)現故障。星(xing)(xing)系(xi)是(shi)非(fei)常(chang)暗的(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)源，為(wei)(wei)了(le)拍攝到它們的(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)譜(pu)，在(zai)(zai)當(dang)時(shi)往(wang)往(wang)需(xu)要曝(pu)光(guang)達幾(ji)十分鐘乃至(zhi)數(shu)小時(shi)之久，其間(jian)還必須保持對目標星(xing)(xing)系(xi)跟蹤(zong)的(de)(de)(de)(de)(de)準確性(xing)(xing)。為(wei)(wei)獲取盡可(ke)能清(qing)晰的(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)光(guang)譜(pu)，哈勃(bo)甚(shen)至(zhi)迫(po)不(bu)(bu)得已用自(zi)己的(de)(de)(de)(de)(de)肩(jian)膀頂起巨大(da)的(de)(de)(de)(de)(de)鏡(jing)筒。人們調侃地形容說(shuo)“凍僵了(le)的(de)(de)(de)(de)(de)哈勃(bo)”就“像(xiang)猴(hou)子般地”成夜待在(zai)(zai)望遠(yuan)鏡(jing)的(de)(de)(de)(de)(de)五樓觀(guan)(guan)測(ce)(ce)室內(nei)，“臉被暗紅(hong)色的(de)(de)(de)(de)(de)燈光(guang)照得像(xiang)個丑八怪”，由(you)此(ci)足見這位天文學(xue)大(da)師嚴謹的(de)(de)(de)(de)(de)科(ke)學(xue)態度和(he)頑強(qiang)拼搏的(de)(de)(de)(de)(de)科(ke)學(xue)精(jing)神(shen)。功夫不(bu)(bu)負有心人，經過幾(ji)年(nian)的(de)(de)(de)(de)(de)努(nu)力(li)工作，到1929年(nian)哈勃(bo)獲得了(le)40多個星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)譜(pu)，結果發現這些(xie)光(guang)譜(pu)都(dou)(dou)表(biao)現出(chu)普遍性(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)譜(pu)線紅(hong)移。如果這是(shi)緣于星(xing)(xing)系(xi)視向運動(dong)(dong)而(er)引起的(de)(de)(de)(de)(de)多普勒(le)位移，則說(shuo)明所(suo)有的(de)(de)(de)(de)(de)樣本星(xing)(xing)系(xi)都(dou)(dou)在(zai)(zai)做遠(yuan)離(li)地球(qiu)的(de)(de)(de)(de)(de)運動(dong)(dong)，且速度很(hen)大(da)。這與銀河系(xi)中恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)運動(dong)(dong)情況截然不(bu)(bu)同(tong)：銀河系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)光(guang)譜(pu)既(ji)有紅(hong)移，也有藍移，表(biao)明有的(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)在(zai)(zai)靠近地球(qiu)，有的(de)(de)(de)(de)(de)在(zai)(zai)遠(yuan)離(li)地球(qiu)。不(bu)(bu)僅如此(ci)，由(you)位移值所(suo)反映出(chu)的(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)運動(dong)(dong)速度遠(yuan)遠(yuan)大(da)于恒(heng)星(xing)(xing)，前者可(ke)高達每秒(miao)數(shu)百、上千公里(li)，甚(shen)至(zhi)更(geng)大(da)，而(er)后(hou)者通常(chang)僅為(wei)(wei)每秒(miao)幾(ji)公里(li)或數(shu)十公里(li)。

在設(she)法合理地(di)估計了星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)之后，哈勃驚訝地(di)發(fa)現，樣本中距(ju)(ju)離(li)地(di)球越(yue)(yue)遠的(de)(de)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)，其譜線紅(hong)移(yi)越(yue)(yue)大，且(qie)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)視(shi)向退行速(su)度與(yu)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)之間可表(biao)述(shu)為(wei)簡(jian)單的(de)(de)正比(bi)例(li)函數關系(xi)(xi)(xi)(xi)：v=H0r，（v表(biao)示星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)視(shi)向速(su)度，星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)為(wei)r）這就是著名(ming)的(de)(de)哈勃定律，式中的(de)(de)比(bi)例(li)系(xi)(xi)(xi)(xi)數H0稱為(wei)哈勃常數。

哈(ha)(ha)(ha)勃于1929年3月發表(biao)了他(ta)的(de)(de)首(shou)次(ci)研究(jiu)結(jie)果，盡管取得(de)了46個星(xing)系(xi)(xi)(xi)視(shi)向(xiang)速(su)度(du)資料(liao)，但(dan)其中(zhong)(zhong)僅有24個確定了距(ju)離，且(qie)樣本(ben)星(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)視(shi)向(xiang)速(su)度(du)最(zui)高(gao)不(bu)超過1200公(gong)(gong)里/秒(miao)。實際上當時(shi)哈(ha)(ha)(ha)勃所(suo)導出(chu)的(de)(de)星(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)速(su)度(du)－距(ju)離關系(xi)(xi)(xi)并(bing)不(bu)十分(fen)明晰，個別(bie)星(xing)系(xi)(xi)(xi)對關系(xi)(xi)(xi)式v=H0r的(de)(de)彌散比較大。后(hou)來他(ta)與另一(yi)位天文學(xue)(xue)家赫(he)馬森（M.L.Humason）合作(zuo)，又(you)獲得(de)了50個星(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)光(guang)譜(pu)觀(guan)(guan)測(ce)(ce)資料(liao)，其中(zhong)(zhong)最(zui)大的(de)(de)視(shi)向(xiang)速(su)度(du)已(yi)接近2萬公(gong)(gong)里/秒(miao)。在他(ta)們(men)兩人于1931年根據新資料(liao)所(suo)發表(biao)的(de)(de)論(lun)文中(zhong)(zhong)，星(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)速(su)度(du)－距(ju)離關系(xi)(xi)(xi)得(de)到進(jin)一(yi)步確認，且(qie)更為(wei)(wei)清晰。1948年，他(ta)們(men)測(ce)(ce)得(de)長(chang)蛇星(xing)系(xi)(xi)(xi)團的(de)(de)退(tui)行速(su)度(du)已(yi)高(gao)達6萬公(gong)(gong)里/秒(miao)，而(er)速(su)度(du)－距(ju)離關系(xi)(xi)(xi)依然成立。今天，哈(ha)(ha)(ha)勃定律已(yi)被眾多的(de)(de)觀(guan)(guan)測(ce)(ce)事實所(suo)證實，并(bing)為(wei)(wei)天文學(xue)(xue)家所(suo)公(gong)(gong)認，而(er)且(qie)在宇宙學(xue)(xue)研究(jiu)中(zhong)(zhong)起著特別(bie)重(zhong)要的(de)(de)作(zuo)用。有意(yi)思的(de)(de)是(shi)(shi)，哈(ha)(ha)(ha)勃這位舉世公(gong)(gong)認的(de)(de)星(xing)系(xi)(xi)(xi)天文學(xue)(xue)創始人始終不(bu)愿接受術語(yu)“星(xing)系(xi)(xi)(xi)”，他(ta)在自(zi)己的(de)(de)論(lun)文和(he)報(bao)告中(zhong)(zhong)一(yi)直堅持用“河(he)外(wai)星(xing)云(yun)(yun)”來稱呼河(he)外(wai)星(xing)系(xi)(xi)(xi)。因此，美國歷史學(xue)(xue)家克里斯琴森（G.E.Christianson）親昵(ni)地把哈(ha)(ha)(ha)勃稱為(wei)(wei)“星(xing)云(yun)(yun)世界的(de)(de)水手”，并(bing)以(yi)此作(zuo)為(wei)(wei)書名，用35萬余字（中(zhong)(zhong)譯本(ben)字數）的(de)(de)篇幅詳細記述(shu)了哈(ha)(ha)(ha)勃的(de)(de)科學(xue)(xue)生(sheng)涯，特別(bie)是(shi)(shi)他(ta)在星(xing)系(xi)(xi)(xi)世界中(zhong)(zhong)長(chang)年的(de)(de)辛勤勞作(zuo)和(he)做出(chu)的(de)(de)不(bu)朽業績。

發展歷史

早在(zai)1912年(nian)，施里弗(Slipher)就得到(dao)了“星(xing)(xing)云(yun)”的(de)光譜(pu)(pu)，結果表明許多光譜(pu)(pu)都具(ju)有(you)多普勒Doppler)紅移，表明這些“星(xing)(xing)云(yun)”在(zai)朝遠離我們的(de)方(fang)向運動。隨后人(ren)們知道(dao)，這些“星(xing)(xing)云(yun)”實際上(shang)是類似銀河系(xi)一樣的(de)星(xing)(xing)系(xi)。

1929年哈勃(EdwinHubble)對河外(wai)星系(xi)的(de)視向(xiang)速(su)(su)度(du)與距離的(de)關(guan)系(xi)進行了(le)研究。當(dang)時只有46個(ge)河外(wai)星系(xi)的(de)視向(xiang)速(su)(su)度(du)可(ke)以利(li)用，而其(qi)中僅有24個(ge)有推算出的(de)距離，哈勃得出了(le)視向(xiang)速(su)(su)度(du)與距離之間(jian)大致的(de)線(xian)性正比(bi)(bi)(bi)關(guan)系(xi)。現代精(jing)確觀(guan)測已證(zheng)實這種線(xian)性正比(bi)(bi)(bi)關(guan)系(xi)v = H0×d 其(qi)中v為(wei)(wei)退行速(su)(su)度(du)，d為(wei)(wei)星系(xi)距離，H0為(wei)(wei)比(bi)(bi)(bi)例常數，稱為(wei)(wei)哈勃常數。這就是(shi)著名的(de)哈勃定律。

哈勃定律揭(jie)示宇宙是在不斷膨(peng)(peng)脹的(de)(de)。這(zhe)種膨(peng)(peng)脹是一(yi)種全空間(jian)的(de)(de)均勻(yun)膨(peng)(peng)脹。因(yin)此，在任何(he)一(yi)點的(de)(de)觀測者都(dou)會看到完全一(yi)樣的(de)(de)膨(peng)(peng)脹，從任何(he)一(yi)個(ge)星系來看，一(yi)切(qie)星系都(dou)以它為中心向四面散開，越遠的(de)(de)星系間(jian)彼此散開的(de)(de)速度越大。

導出過程

哈勃在導出他(ta)的(de)(de)著名定(ding)律的(de)(de)過程中，必須取(qu)得同一(yi)目(mu)標星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)兩個(ge)基本(ben)觀測(ce)(ce)(ce)量(liang)，即(ji)星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)視(shi)(shi)向速度(du)(du)(du)v和距(ju)(ju)離(li)r，并(bing)由此確定(ding)哈勃常數H0=v/r。視(shi)(shi)向速度(du)(du)(du)可以通(tong)過測(ce)(ce)(ce)量(liang)星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)光(guang)(guang)(guang)譜中譜線的(de)(de)多普勒位移來確定(ding)，較為(wei)(wei)(wei)簡單。問題的(de)(de)關(guan)鍵是如何測(ce)(ce)(ce)得星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)。因為(wei)(wei)(wei)星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)極為(wei)(wei)(wei)遙遠，三角(jiao)視(shi)(shi)差法(fa)對此“鞭長莫及”，所以必須另辟(pi)蹊徑。天(tian)(tian)文(wen)學家已找到(dao)了多種測(ce)(ce)(ce)定(ding)遙遠天(tian)(tian)體距(ju)(ju)離(li)的(de)(de)方法(fa)，其中以光(guang)(guang)(guang)度(du)(du)(du)測(ce)(ce)(ce)距(ju)(ju)法(fa)的(de)(de)應用(yong)最為(wei)(wei)(wei)廣泛。對于一(yi)個(ge)光(guang)(guang)(guang)源（如恒星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)或星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)）來說(shuo)，其實(shi)際(ji)發光(guang)(guang)(guang)本(ben)領稱為(wei)(wei)(wei)光(guang)(guang)(guang)源的(de)(de)光(guang)(guang)(guang)度(du)(du)(du)，這是光(guang)(guang)(guang)源自身(shen)的(de)(de)內(nei)稟性質。而觀測(ce)(ce)(ce)者所看到(dao)的(de)(de)光(guang)(guang)(guang)源的(de)(de)明(ming)暗(an)程度(du)(du)(du)稱為(wei)(wei)(wei)亮(liang)度(du)(du)(du)，它是光(guang)(guang)(guang)源的(de)(de)觀測(ce)(ce)(ce)特(te)征。設一(yi)顆恒星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)（或其他(ta)天(tian)(tian)體）的(de)(de)光(guang)(guang)(guang)度(du)(du)(du)為(wei)(wei)(wei)L，亮(liang)度(du)(du)(du)為(wei)(wei)(wei)B，距(ju)(ju)離(li)為(wei)(wei)(wei)r，那么只要選取(qu)恰當的(de)(de)單位便(bian)有B=Lr-2。天(tian)(tian)文(wen)學中常用(yong)絕對星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)M來表征光(guang)(guang)(guang)度(du)(du)(du)，用(yong)視(shi)(shi)星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)m表征亮(liang)度(du)(du)(du)，相應的(de)(de)關(guan)系(xi)(xi)(xi)式為(wei)(wei)(wei)m-M=5lgr-5。m是觀測(ce)(ce)(ce)量(liang)，只要設法(fa)確定(ding)恒星(xing)(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)M，便(bian)可以導出它的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)r，這就是光(guang)(guang)(guang)度(du)(du)(du)測(ce)(ce)(ce)距(ju)(ju)法(fa)的(de)(de)基本(ben)原(yuan)理，所得出的(de)(de)距(ju)(ju)離(li)稱為(wei)(wei)(wei)光(guang)(guang)(guang)度(du)(du)(du)距(ju)(ju)離(li)。

那么(me)，如何確定天(tian)體的(de)(de)絕(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)(deng)（即(ji)光(guang)度）呢？又(you)有(you)兩條不(bu)(bu)同的(de)(de)途徑(jing)。一是設法確定某類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)所(suo)具有(you)的(de)(de)恒(heng)定的(de)(de)、或(huo)者變化不(bu)(bu)大的(de)(de)絕(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)(deng)M，因此對(dui)于遠(yuan)處(chu)未知距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)的(de)(de)這(zhe)類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)來(lai)說，只要測得它(ta)(ta)(ta)的(de)(de)視星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)(deng)m，便可推(tui)算(suan)出它(ta)(ta)(ta)的(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)。這(zhe)類可用(yong)于測距(ju)(ju)(ju)的(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)稱(cheng)(cheng)為(wei)標(biao)距(ju)(ju)(ju)天(tian)體，它(ta)(ta)(ta)們(men)的(de)(de)絕(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)(deng)就是“標(biao)準燭光(guang)”。例如，藍白(bai)色的(de)(de)亮(liang)星(xing)(xing)(xing)(xing)以(yi)及(ji)稱(cheng)(cheng)為(wei)沃爾夫(fu)－拉葉星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)一類特殊(shu)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)，平均(jun)絕(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)(deng)M約(yue)為(wei)-7.0，新星(xing)(xing)(xing)(xing)爆發后(hou)最明(ming)亮(liang)時也可達(da)到M≈-7.0，它(ta)(ta)(ta)們(men)可以(yi)作(zuo)為(wei)標(biao)準燭光(guang)，其測距(ju)(ju)(ju)的(de)(de)適(shi)用(yong)范圍(wei)最遠(yuan)約(yue)可達(da)5000萬(wan)光(guang)年。又(you)如天(tian)琴(qin)RR型變星(xing)(xing)(xing)(xing)達(da)到極大亮(liang)度時的(de)(de)絕(jue)對(dui)星(xing)(xing)(xing)(xing)等(deng)(deng)M約(yue)為(wei)0.6，這(zhe)是另(ling)一類標(biao)距(ju)(ju)(ju)天(tian)體，其測距(ju)(ju)(ju)的(de)(de)適(shi)用(yong)范圍(wei)最遠(yuan)可超過300萬(wan)光(guang)年。

二是(shi)尋求“標(biao)距(ju)(ju)關(guan)系(xi)”。以(yi)造(zao)父(fu)變(bian)(bian)星(xing)(xing)為例，該(gai)類(lei)變(bian)(bian)星(xing)(xing)的(de)(de)平均絕對(dui)星(xing)(xing)等M與光(guang)(guang)變(bian)(bian)周(zhou)(zhou)(zhou)期(qi)P之間有著確(que)定(ding)的(de)(de)周(zhou)(zhou)(zhou)光(guang)(guang)關(guan)系(xi)M=a lgP+b，其中P是(shi)可(ke)觀測量，a和b為常參數，可(ke)以(yi)通過已知距(ju)(ju)離(li)(li)的(de)(de)近(jin)距(ju)(ju)造(zao)父(fu)變(bian)(bian)星(xing)(xing)來加以(yi)標(biao)定(ding)，其中b稱為周(zhou)(zhou)(zhou)光(guang)(guang)關(guan)系(xi)的(de)(de)零點，而(er)像造(zao)父(fu)變(bian)(bian)星(xing)(xing)周(zhou)(zhou)(zhou)光(guang)(guang)關(guan)系(xi)那樣可(ke)以(yi)用來測定(ding)天體距(ju)(ju)離(li)(li)的(de)(de)關(guan)系(xi)便(bian)(bian)稱為標(biao)距(ju)(ju)關(guan)系(xi)。于是(shi)，對(dui)應于確(que)定(ding)的(de)(de)周(zhou)(zhou)(zhou)光(guang)(guang)關(guan)系(xi)，只要測得(de)未(wei)知距(ju)(ju)離(li)(li)的(de)(de)遠(yuan)距(ju)(ju)造(zao)父(fu)變(bian)(bian)星(xing)(xing)的(de)(de)光(guang)(guang)變(bian)(bian)周(zhou)(zhou)(zhou)期(qi)，便(bian)(bian)能(neng)計算出相應的(de)(de)絕對(dui)星(xing)(xing)等，并進(jin)而(er)推算出距(ju)(ju)離(li)(li)。造(zao)父(fu)變(bian)(bian)星(xing)(xing)是(shi)一類(lei)高光(guang)(guang)度恒星(xing)(xing)，即(ji)使(shi)在相當遠(yuan)的(de)(de)地方也(ye)(ye)能(neng)觀測到，利(li)用它們的(de)(de)周(zhou)(zhou)(zhou)光(guang)(guang)關(guan)系(xi)作(zuo)為標(biao)距(ju)(ju)關(guan)系(xi)，適用范(fan)圍最遠(yuan)也(ye)(ye)可(ke)達5000萬(wan)光(guang)(guang)年左右(you)。

星(xing)(xing)系(xi)的(de)尺度與其距(ju)(ju)(ju)離相比通(tong)常是(shi)很(hen)小的(de)，可以合(he)理地認為星(xing)(xing)系(xi)中的(de)所有(you)恒星(xing)(xing)具有(you)相同的(de)距(ju)(ju)(ju)離，只(zhi)要(yao)在星(xing)(xing)系(xi)中證出(chu)某類標(biao)距(ju)(ju)(ju)天體，便可以利用“標(biao)準燭光”或標(biao)距(ju)(ju)(ju)關系(xi)確定出(chu)標(biao)距(ju)(ju)(ju)天體的(de)距(ju)(ju)(ju)離，即星(xing)(xing)系(xi)的(de)距(ju)(ju)(ju)離，而這就是(shi)當年哈勃測定目標(biao)星(xing)(xing)系(xi)距(ju)(ju)(ju)離的(de)基(ji)本思(si)路。

但是如果(guo)(guo)“標(biao)(biao)準(zhun)燭光(guang)”不(bu)(bu)很“標(biao)(biao)準(zhun)”，標(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關系(xi)不(bu)(bu)太精確，或(huo)者(zhe)標(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關系(xi)中的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)參(can)(can)數(shu)(shu)a和(he)(he)b標(biao)(biao)定有誤(wu)，則必然(ran)會給(gei)星(xing)系(xi)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)r的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定值(zhi)帶來(lai)誤(wu)差(cha)(cha)(cha)，甚至錯(cuo)誤(wu)。一(yi)(yi)旦r的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定有誤(wu)，即使星(xing)系(xi)視向(xiang)速(su)(su)(su)度(du)v測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)得很準(zhun)，哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定結(jie)(jie)(jie)果(guo)(guo)必然(ran)就(jiu)不(bu)(bu)準(zhun)確了(le)(le)(le)。另(ling)一(yi)(yi)方面，由(you)(you)數(shu)(shu)學(xue)關系(xi)式H0 = v/ r可(ke)知，由(you)(you)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定誤(wu)差(cha)(cha)(cha)mr引起的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)確定誤(wu)差(cha)(cha)(cha)為m = vm r /r2，可(ke)見星(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)越(yue)遠，所得出的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)就(jiu)越(yue)精確，這就(jiu)是哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)為什么要通過對(dui)遠距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)星(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)觀(guan)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)來(lai)確認哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)定律(lv)(lv)并標(biao)(biao)定H0的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)原因(yin)之(zhi)一(yi)(yi)。除(chu)了(le)(le)(le)“標(biao)(biao)準(zhun)燭光(guang)”或(huo)者(zhe)標(biao)(biao)距(ju)(ju)(ju)關系(xi)可(ke)能(neng)(neng)不(bu)(bu)嚴格所引起的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定誤(wu)差(cha)(cha)(cha)外(wai)，影(ying)響哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定結(jie)(jie)(jie)果(guo)(guo)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)另(ling)一(yi)(yi)個(ge)因(yin)素是星(xing)系(xi)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)復雜性(xing)。鑒于(yu)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)貢(gong)獻，天文學(xue)上(shang)把星(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)普遍性(xing)退行運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)稱為哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)，這是一(yi)(yi)種遵循哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)定律(lv)(lv)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)系(xi)統性(xing)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)。事實(shi)上(shang)，除(chu)了(le)(le)(le)參(can)(can)與哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)外(wai)，由(you)(you)于(yu)局部大質量天體引力場的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)作(zuo)用，星(xing)系(xi)自身還有偏離(li)(li)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)所謂(wei)“本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)(dong)”，因(yin)而在(zai)星(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)觀(guan)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)中應(ying)該(gai)包(bao)含了(le)(le)(le)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)和(he)(he)本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)(dong)兩個(ge)部分，而后者(zhe)并不(bu)(bu)服從哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)定律(lv)(lv)。觀(guan)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)研究表明，星(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)越(yue)遠，本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)(dong)部分占星(xing)系(xi)觀(guan)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)中的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)比例(li)越(yue)小(xiao)。從這個(ge)角(jiao)度(du)說，為了(le)(le)(le)能(neng)(neng)得出星(xing)系(xi)參(can)(can)與哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)速(su)(su)(su)度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)可(ke)靠結(jie)(jie)(jie)果(guo)(guo)，盡(jin)可(ke)能(neng)(neng)減小(xiao)本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)(dong)成分的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)影(ying)響，也應(ying)該(gai)用盡(jin)可(ke)能(neng)(neng)遠的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)系(xi)來(lai)對(dui)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)進行絕對(dui)定標(biao)(biao)。例(li)如，后發(fa)星(xing)系(xi)團的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)已接近(jin)1億秒(miao)差(cha)(cha)(cha)距(ju)(ju)(ju)，它的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)主(zhu)要表現為宇(yu)宙膨脹引起的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)(liu)運(yun)(yun)(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)(dong)，本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)(dong)只(zhi)占很小(xiao)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)比例(li)，由(you)(you)這類天體的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)(ju)(ju)離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定值(zhi)和(he)(he)視向(xiang)速(su)(su)(su)度(du)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定結(jie)(jie)(jie)果(guo)(guo)，才(cai)能(neng)(neng)得出比較可(ke)靠的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)(shu)。

哈勃常數

在二(er)十世紀(ji)后半，哈勃常(chang)數H0的值被估(gu)計約在50至90(km/s)/Mpc之間。

哈(ha)(ha)(ha)勃常數(shu)的(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)曾(ceng)是個(ge)長久而(er)激烈(lie)的(de)(de)(de)爭議主題(ti)，Gérard de Vaucouleurs主張其(qi)值(zhi)(zhi)應(ying)為(wei)(wei)80而(er)Allan Sandage則認(ren)為(wei)(wei)其(qi)應(ying)為(wei)(wei)40。1996年(nian)(nian)，由JohnBahcall主持(chi)，包含Gustav Tammann及(ji)Sidney van den Bergh的(de)(de)(de)辯論以(yi)類似(si)早期Shapley-Curtisdebate的(de)(de)(de)模(mo)(mo)式舉(ju)行(xing)，主題(ti)針對上述兩個(ge)競爭數(shu)值(zhi)(zhi)。1990年(nian)(nian)代晚(wan)期，引進宇(yu)宙的(de)(de)(de)λ-CDM模(mo)(mo)型(xing)(xing)，數(shu)值(zhi)(zhi)差異的(de)(de)(de)問題(ti)被(bei)部(bu)分(fen)地解(jie)決。在(zai)(zai)此模(mo)(mo)型(xing)(xing)下，利用蘇尼亞耶(ye)夫-澤爾多維奇效應(ying)進行(xing)的(de)(de)(de)X光(guang)高紅移群及(ji)微波(bo)(bo)波(bo)(bo)長的(de)(de)(de)觀察、宇(yu)宙微波(bo)(bo)背景輻射各向異性的(de)(de)(de)量度(du)和光(guang)學調查皆(jie)測(ce)(ce)定(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)哈(ha)(ha)(ha)柏常數(shu)的(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)70左右。特別的(de)(de)(de)是，Hubble Key Project（由Wendy L.Freedman博士主導，在(zai)(zai)卡(ka)內基(ji)天(tian)(tian)文(wen)臺(tai)進行(xing)）進行(xing)最(zui)精(jing)確的(de)(de)(de)光(guang)學測(ce)(ce)量，在(zai)(zai)2001年(nian)(nian)五月發表其(qi)最(zui)終(zhong)估(gu)計值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)72±8(km/s)/Mpc，此結果與基(ji)于蘇尼亞耶(ye)夫-澤爾多維奇效應(ying)進行(xing)的(de)(de)(de)銀河(he)系星群觀測(ce)(ce)所(suo)測(ce)(ce)出的(de)(de)(de)H0相當一致，具有相似(si)的(de)(de)(de)精(jing)確值(zhi)(zhi)。在(zai)(zai)2003年(nian)(nian)，利用WMAP所(suo)得出最(zui)高精(jing)度(du)的(de)(de)(de)宇(yu)宙微波(bo)(bo)背景輻射測(ce)(ce)定(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)值(zhi)(zhi)為(wei)(wei)71±4 (km/s)/Mpc，而(er)直到(dao)2006年(nian)(nian)，皆(jie)以(yi)70 (km/s)/Mpc,+2.4/-3.2作(zuo)為(wei)(wei)測(ce)(ce)定(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)值(zhi)(zhi)。因(yin)為(wei)(wei)1秒差距接近(jin)米，故在(zai)(zai)公制(zhi)單位中(zhong)H0的(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)約為(wei)(wei)(m/s)/m（Hertz）。從上述三種方(fang)法得出一致的(de)(de)(de)測(ce)(ce)定(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)值(zhi)(zhi)提供了H0測(ce)(ce)定(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)值(zhi)(zhi)與λ-CDM模(mo)(mo)型(xing)(xing)有力的(de)(de)(de)支持(chi)。q的(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)被(bei)以(yi)Ia型(xing)(xing)超新星所(suo)制(zhi)定(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)的(de)(de)(de)標(biao)準燭光(guang)觀察標(biao)準所(suo)測(ce)(ce)量。該標(biao)準定(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)于1998年(nian)(nian)，其(qi)值(zhi)(zhi)被(bei)定(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)(ding)為(wei)(wei)負值(zhi)(zhi)。此舉(ju)使許多天(tian)(tian)文(wen)學家感到(dao)驚訝，因(yin)為(wei)(wei)這(zhe)暗示著宇(yu)宙膨脹正在(zai)(zai)“加(jia)速”（雖然哈(ha)(ha)(ha)柏因(yin)子隨時(shi)間而(er)遞減(jian)；詳(xiang)見暗物質及(ji)λ-CDM模(mo)(mo)型(xing)(xing)）。

在2006年八月(yue)，利用美國(guo)(guo)國(guo)(guo)家航空航天局（NASA）的Chandra X光天文臺(tai)（Chandra X-ray Observatory），來自NASA Marshall Space FlightCenter（MSFC）的研究小組觀測得出(chu)哈柏常數的值為77公里每秒每百(bai)萬秒差(cha)距（77km/sMpc；1百(bai)萬秒差(cha)距等于3.26百(bai)萬光年），不準量約15%。

2009.5.7，美(mei)國宇(yu)航局NASA發(fa)布最新的Hubble常(chang)數測(ce)定(ding)值(zhi)，根(gen)據對(dui)遙遠星系(xi)Ia超新星的最新測(ce)量(liang)結果，常(chang)數被確(que)定(ding)為(wei)(74.2± 3.6)km/(s*Mpc)，不確(que)定(ding)度進一(yi)步縮小(xiao)到5%以內。

物理意義

利用哈(ha)(ha)勃(bo)定(ding)律(lv)v=H0 r，只要能確(que)知哈(ha)(ha)勃(bo)常(chang)數H0，便可由天(tian)體(ti)的(de)視向速度v得出其距(ju)離(li)r，稱為(wei)宇(yu)(yu)宙學距(ju)離(li)，這里唯一需要取得的(de)觀測資料是遠方天(tian)體(ti)的(de)視向速度。這樣r=v/H0 也許便是確(que)定(ding)天(tian)體(ti)宇(yu)(yu)宙學距(ju)離(li)的(de)最為(wei)簡單的(de)一種標距(ju)關系，但前(qian)提(ti)是哈(ha)(ha)勃(bo)常(chang)數必需已(yi)知。

p作(zuo)為天(tian)文學(xue)(xue)分(fen)支(zhi)學(xue)(xue)科之(zhi)一(yi)(yi)的(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)，主要是(shi)(shi)從(cong)大尺度(du)(du)(du)（甚至整體）上(shang)研究宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)結(jie)構和(he)演化，又可分(fen)為觀(guan)測宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)和(he)理論宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)模(mo)(mo)型兩方(fang)面(mian)的(de)(de)(de)(de)內(nei)容，不(bu)過兩者(zhe)(zhe)之(zhi)間有(you)著密切的(de)(de)(de)(de)聯系(xi)(xi)(xi)。“大尺度(du)(du)(du)”結(jie)構，通常是(shi)(shi)指范圍在10Mpc（3000萬光年(nian)）以(yi)上(shang)的(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)物質分(fen)布情況(kuang)，而(er)目前所能(neng)觀(guan)測到(dao)的(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)尺度(du)(du)(du)為1010光年(nian)量(liang)級(ji)。在宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)中(zhong)，有(you)一(yi)(yi)條未能(neng)完全證實的(de)(de)(de)(de)“公設”性(xing)基本原(yuan)(yuan)理，即宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)原(yuan)(yuan)理。它的(de)(de)(de)(de)含意(yi)是(shi)(shi)：在空(kong)間中(zhong)任(ren)意(yi)一(yi)(yi)點，以(yi)及從(cong)任(ren)意(yi)一(yi)(yi)點位(wei)(wei)置上(shang)的(de)(de)(de)(de)任(ren)一(yi)(yi)方(fang)向來進行(xing)觀(guan)察的(de)(de)(de)(de)話，宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)大尺度(du)(du)(du)圖(tu)景是(shi)(shi)沒有(you)區別的(de)(de)(de)(de)；而(er)且對(dui)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中(zhong)各處的(de)(de)(de)(de)觀(guan)測者(zhe)(zhe)來說(shuo)，他們所觀(guan)察到(dao)的(de)(de)(de)(de)物理量(liang)和(he)物理規律完全相同，沒有(you)任(ren)何(he)一(yi)(yi)個(ge)觀(guan)測者(zhe)(zhe)會處于(yu)與(yu)眾不(bu)同的(de)(de)(de)(de)特殊地位(wei)(wei)。根(gen)據宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)原(yuan)(yuan)理，地球上(shang)所觀(guan)察到(dao)的(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)大尺度(du)(du)(du)圖(tu)景也能(neng)被處于(yu)任(ren)何(he)其(qi)他天(tian)體上(shang)的(de)(de)(de)(de)觀(guan)測者(zhe)(zhe)看到(dao)，這(zhe)(zhe)(zhe)就意(yi)味著由地球觀(guan)測者(zhe)(zhe)所發現的(de)(de)(de)(de)哈勃定(ding)律應該同樣適用(yong)于(yu)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)任(ren)何(he)天(tian)體。于(yu)是(shi)(shi)可以(yi)得(de)知(zhi)，在任(ren)何(he)一(yi)(yi)個(ge)星系(xi)(xi)(xi)上(shang)，都(dou)能(neng)觀(guan)測到(dao)其(qi)他星系(xi)(xi)(xi)在作(zuo)遠(yuan)(yuan)離(li)該星系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)退行(xing)運動，而(er)且距離(li)越(yue)遠(yuan)(yuan)的(de)(de)(de)(de)星系(xi)(xi)(xi)退行(xing)速度(du)(du)(du)越(yue)大。由此可以(yi)得(de)出一(yi)(yi)個(ge)重要的(de)(de)(de)(de)推(tui)(tui)論：對(dui)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)任(ren)何(he)兩個(ge)星系(xi)(xi)(xi)來說(shuo)，它們都(dou)在彼此互相遠(yuan)(yuan)離(li)，而(er)且星系(xi)(xi)(xi)間的(de)(de)(de)(de)距離(li)越(yue)遠(yuan)(yuan)，相互遠(yuan)(yuan)離(li)的(de)(de)(de)(de)速度(du)(du)(du)也越(yue)大。因此對(dui)由哈勃定(ding)律所推(tui)(tui)斷(duan)的(de)(de)(de)(de)上(shang)述大尺度(du)(du)(du)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)圖(tu)景的(de)(de)(de)(de)最(zui)簡(jian)單(dan)的(de)(de)(de)(de)物理解釋便是(shi)(shi)整個(ge)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)在不(bu)斷(duan)膨(peng)脹，且這(zhe)(zhe)(zhe)種膨(peng)脹是(shi)(shi)均勻各向同性(xing)的(de)(de)(de)(de)，這(zhe)(zhe)(zhe)正是(shi)(shi)大爆(bao)炸(zha)宇(yu)(yu)(yu)(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)模(mo)(mo)型的(de)(de)(de)(de)預期(qi)結(jie)果。

哈勃(bo)(bo)常(chang)數的(de)(de)倒數t0=r/v=H0-1具有(you)時(shi)間(jian)(jian)(jian)的(de)(de)量綱，稱為哈勃(bo)(bo)時(shi)間(jian)(jian)(jian)。既然哈勃(bo)(bo)定律(lv)是(shi)由(you)大(da)爆(bao)炸引起的(de)(de)宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)膨(peng)脹的(de)(de)一種觀測效(xiao)應(ying)(ying)，那么在(zai)過去遙遠(yuan)的(de)(de)某個時(shi)間(jian)(jian)(jian)，具體說來就是(shi)在(zai)t0時(shi)間(jian)(jian)(jian)前(qian)，宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中所有(you)的(de)(de)物質必然聚集(ji)于一點，或者說一個極小(xiao)的(de)(de)空間(jian)(jian)(jian)范圍(wei)內(nei)。可(ke)(ke)見，一旦確定了哈勃(bo)(bo)常(chang)數的(de)(de)具體數值，便(bian)可(ke)(ke)以估計(ji)宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)年(nian)齡(ling)。由(you)近期測定的(de)(de)哈勃(bo)(bo)常(chang)數H0=73km/（s·Mpc），可(ke)(ke)以推算出宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)年(nian)齡(ling)的(de)(de)上限為137億年(nian)（不過有(you)報道稱，2006年(nian)8月一項新的(de)(de)研究結(jie)果(guo)是(shi)宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)年(nian)齡(ling)應(ying)(ying)為158億年(nian)，可(ke)(ke)是(shi)對此仍然存在(zai)爭議）。哈勃(bo)(bo)定律(lv)表征了宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)膨(peng)脹，但哈勃(bo)(bo)常(chang)數并(bing)不是(shi)宇宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)膨(peng)脹的(de)(de)速度，而是(shi)星系間(jian)(jian)(jian)退行(xing)(xing)速度的(de)(de)變化(hua)率。哈勃(bo)(bo)常(chang)數的(de)(de)單位是(shi)每(mei)(mei)百(bai)萬秒(miao)差(cha)距、每(mei)(mei)秒(miao)公里(li)，如采用(yong)H0=73km/（s·Mpc），那么星系間(jian)(jian)(jian)的(de)(de)距離每(mei)(mei)增大(da)1Mpc，星系的(de)(de)相互退行(xing)(xing)速度便(bian)增大(da)73公里(li)/秒(miao)。

在(zai)哈(ha)(ha)勃(bo)定(ding)律(lv)發現(xian)之(zhi)前，蘇聯(lian)數學家弗里(li)德(de)曼（A.A.Friedmann）于(yu)1922年(nian)(nian)首(shou)次論證了宇宙(zhou)隨時間不斷膨(peng)脹的(de)(de)(de)(de)(de)可(ke)能性(xing)，從而(er)對(dui)愛因斯坦的(de)(de)(de)(de)(de)靜態宇宙(zhou)觀念提(ti)出(chu)了挑戰。比利時主教、天(tian)文學家勒梅(mei)特（G.Lemaltre）在(zai)弗里(li)德(de)曼工作的(de)(de)(de)(de)(de)基礎(chu)上(shang)，經過5年(nian)(nian)的(de)(de)(de)(de)(de)潛心研究，于(yu)1927年(nian)(nian)提(ti)出(chu)均(jun)勻(yun)各向同性(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)膨(peng)脹宇宙(zhou)模(mo)型(xing)。在(zai)這一(yi)模(mo)型(xing)中，遙遠天(tian)體(ti)的(de)(de)(de)(de)(de)紅移(yi)（即退(tui)行運動）起因于(yu)空(kong)間膨(peng)脹，勒梅(mei)特還(huan)預言紅移(yi)的(de)(de)(de)(de)(de)大(da)小應該與天(tian)體(ti)的(de)(de)(de)(de)(de)距離(li)成正比。但是，1920年(nian)(nian)代的(de)(de)(de)(de)(de)通訊技(ji)術和(he)學術交流遠不如(ru)現(xian)在(zai)發達(da)，大(da)洋彼岸的(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)勃(bo)對(dui)弗里(li)德(de)曼和(he)勒梅(mei)特的(de)(de)(de)(de)(de)理(li)論一(yi)無所知。可(ke)見(jian)，哈(ha)(ha)勃(bo)定(ding)律(lv)的(de)(de)(de)(de)(de)發現(xian)過程并不是刻意為了證實(shi)膨(peng)脹宇宙(zhou)模(mo)型(xing)，它(ta)完全是哈(ha)(ha)勃(bo)本(ben)人在(zai)觀測和(he)細心分析的(de)(de)(de)(de)(de)基礎(chu)上(shang)所獲得的(de)(de)(de)(de)(de)原創性(xing)成果(guo)。星系存在(zai)普遍(bian)性(xing)退(tui)行運動以及哈(ha)(ha)勃(bo)定(ding)律(lv)的(de)(de)(de)(de)(de)發現(xian)，對(dui)宇宙(zhou)膨(peng)脹及大(da)爆(bao)炸宇宙(zhou)論是一(yi)個強有(you)力的(de)(de)(de)(de)(de)支持。

宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)各類(lei)天體必定形(xing)成于宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)誕生(sheng)之(zhi)后，自然它(ta)們的(de)(de)(de)(de)(de)(de)年(nian)(nian)齡(ling)都不(bu)可能超過由哈勃(bo)(bo)定律(lv)推算出的(de)(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)年(nian)(nian)齡(ling)137億(yi)年(nian)(nian)。根據(ju)恒星演化(hua)理論(lun)(lun)(lun)，可以(yi)推知最(zui)年(nian)(nian)老星系和恒星的(de)(de)(de)(de)(de)(de)年(nian)(nian)齡(ling)為100多億(yi)年(nian)(nian)；太陽現在的(de)(de)(de)(de)(de)(de)年(nian)(nian)齡(ling)約(yue)為50億(yi)年(nian)(nian)，地(di)球年(nian)(nian)齡(ling)約(yue)為46億(yi)年(nian)(nian)，所有這些由不(bu)同途徑測得的(de)(de)(de)(de)(de)(de)涉(she)及各類(lei)天體年(nian)(nian)齡(ling)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)結果，都可以(yi)按合理的(de)(de)(de)(de)(de)(de)時(shi)序一(yi)一(yi)納(na)入大(da)爆炸后宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)整(zheng)體演化(hua)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)框架內(nei)。盡管哈勃(bo)(bo)第一(yi)篇涉(she)及星系速度－距離關(guan)(guan)系的(de)(de)(de)(de)(de)(de)論(lun)(lun)(lun)文只(zhi)有短短的(de)(de)(de)(de)(de)(de)6頁(ye)，卻是(shi)人類(lei)對宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)認(ren)識的(de)(de)(de)(de)(de)(de)一(yi)次飛(fei)躍。著名(ming)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)美(mei)國(guo)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)學家惠(hui)特羅（G.J.Whitrow）把哈勃(bo)(bo)定律(lv)和400年(nian)(nian)前哥白(bai)尼提出的(de)(de)(de)(de)(de)(de)日心說相提并論(lun)(lun)(lun)，在天文學史(shi)上兩者都具有革命性(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)意(yi)義(yi)。盡管哈勃(bo)(bo)在他的(de)(de)(de)(de)(de)(de)這篇開創(chuang)性(xing)論(lun)(lun)(lun)文中(zhong)沒有提到(dao)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)膨(peng)脹的(de)(de)(de)(de)(de)(de)概念，但由于他的(de)(de)(de)(de)(de)(de)重要發現，長(chang)久(jiu)以(yi)來(lai)關(guan)(guan)于靜(jing)止宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)圖像(xiang)終究被(bei)動(dong)態的(de)(de)(de)(de)(de)(de)膨(peng)脹宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)模型取代了(le)。

宇宙膨脹

在(zai)1998年，來(lai)自Ia超新星標準燭光測量(liang)的(de)q值(zhi)卻(que)是(shi)(shi)負面的(de)，令許多(duo)天文學(xue)驚訝的(de)是(shi)(shi)宇宙的(de)膨脹仍在(zai)「加(jia)速中」(雖然哈柏因子會(hui)隨著時間而(er)衰減(jian)，參見暗物質(zhi)和ΛCDM模型)。