1912年(nian)到(dao)1922年(nian)間,美國天文(wen)學家維(wei)斯托·斯里弗(fu)觀測了41個星(xing)系(xi)的光(guang)譜,發現其中的36個星(xing)系(xi)的光(guang)譜發生紅移,他認為這種(zhong)現象意味著(zhu)這些星(xing)系(xi)正在(zai)遠離(li)地(di)球。
物理學家和數學家利用愛因斯坦(tan)場方(fang)程建(jian)立了時間(jian)和空間(jian)協調一致的(de)(de)(de)理論。將(jiang)最一般的(de)(de)(de)原(yuan)則應用到自然的(de)(de)(de)宇宙,產(chan)生了一個動態的(de)(de)(de)解決方(fang)案,與(yu)當(dang)時的(de)(de)(de)靜態宇宙的(de)(de)(de)概念(nian)產(chan)生了沖突。
1927年,比(bi)利時天文學家喬治·勒(le)梅特計算出愛因斯坦場方程的一個解,發現宇宙在(zai)不(bu)斷地膨脹。
1929年,美國天文學家埃(ai)德溫(wen)·哈勃發表(biao)其觀測結(jie)果:距離銀(yin)河系(xi)(xi)越(yue)遠(yuan)的星系(xi)(xi)退行越(yue)快(kuai)。
自(zi)河(he)外星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)本(ben)(ben)質之(zhi)謎被揭開(kai)之(zhi)后(hou),人類(lei)對(dui)宇宙的(de)認識從銀河(he)系(xi)(xi)擴展(zhan)到了廣袤的(de)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)世界(jie)(jie),一(yi)些天(tian)文學家開(kai)始(shi)把注(zhu)意(yi)力轉(zhuan)向(xiang)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)。從1920年代后(hou)期起,哈勃本(ben)(ben)人更是利用(yong)當時世界(jie)(jie)上(shang)最(zui)大(da)的(de)威爾(er)遜山天(tian)文臺2.5米口徑的(de)望(wang)遠鏡,全(quan)力從事星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)實測和(he)研究工作(zuo),其中包括測定(ding)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)視向(xiang)速度(du),以及(ji)估計星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)距(ju)離(li),前者需要對(dui)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)進行光譜(pu)觀測,后(hou)者則必須找到合適的(de)、能用(yong)于測定(ding)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)距(ju)離(li)的(de)標距(ju)天(tian)體或標距(ju)關(guan)系(xi)(xi)。哈勃開(kai)展(zhan)上(shang)述兩項工作(zuo)的(de)目的(de),是試(shi)圖探求星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)視向(xiang)速度(du)與(yu)距(ju)離(li)之(zhi)間是否(fou)存在某(mou)種關(guan)系(xi)(xi)。
宇(yu)宙中所有天體都在(zai)運(yun)動(dong)(dong),天文學(xue)(xue)上(shang)把天體空間(jian)運(yun)動(dong)(dong)速(su)度(du)在(zai)觀測(ce)(ce)者(zhe)視線(xian)方向上(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)分量稱為天體的(de)(de)(de)(de)(de)視向速(su)度(du)。視向速(su)度(du)測(ce)(ce)定的(de)(de)(de)(de)(de)基礎是(shi)物(wu)理(li)學(xue)(xue)上(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)多普(pu)(pu)勒(le)效應(ying),它由奧地利物(wu)理(li)學(xue)(xue)家多普(pu)(pu)勒(le)(J.C.Doppler)于1842年首(shou)先(xian)發現。該效應(ying)指(zhi)出(chu),運(yun)動(dong)(dong)中聲(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)(yuan)(yuan)發出(chu)的(de)(de)(de)(de)(de)聲(sheng)(sheng)(sheng)音(如高速(su)運(yun)動(dong)(dong)中火車的(de)(de)(de)(de)(de)汽笛聲(sheng)(sheng)(sheng)),在(zai)靜(jing)止觀測(ce)(ce)者(zhe)聽來是(shi)變化的(de)(de)(de)(de)(de)。若以(yi)(yi)c表(biao)示聲(sheng)(sheng)(sheng)速(su),v為聲(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)(yuan)(yuan)的(de)(de)(de)(de)(de)運(yun)動(dong)(dong)速(su)度(du),則靜(jing)止觀測(ce)(ce)者(zhe)實際聽到的(de)(de)(de)(de)(de)運(yun)動(dong)(dong)中聲(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)(yuan)(yuan)所發出(chu)聲(sheng)(sheng)(sheng)音的(de)(de)(de)(de)(de)波長λ,與聲(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)(yuan)(yuan)靜(jing)止時聲(sheng)(sheng)(sheng)音波長λ0之間(jian)的(de)(de)(de)(de)(de)關系符合(he)數(shu)學(xue)(xue)表(biao)達式(λ-λ0)/λ0=v/c,稱為多普(pu)(pu)勒(le)效應(ying)。因為聲(sheng)(sheng)(sheng)速(su)c和靜(jing)止波長λ0是(shi)已知的(de)(de)(de)(de)(de),λ可通(tong)過實測(ce)(ce)加以(yi)(yi)確定,所以(yi)(yi)可以(yi)(yi)利用多普(pu)(pu)勒(le)效應(ying)測(ce)(ce)出(chu)聲(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)(yuan)(yuan)的(de)(de)(de)(de)(de)運(yun)動(dong)(dong)速(su)度(du)v。聲(sheng)(sheng)(sheng)源(yuan)(yuan)(yuan)的(de)(de)(de)(de)(de)運(yun)動(dong)(dong)速(su)度(du)越(yue)高,聲(sheng)(sheng)(sheng)波波長的(de)(de)(de)(de)(de)變化越(yue)顯著。
光(guang)是(shi)一種(zhong)(zhong)電磁波,如果(guo)把多普(pu)(pu)勒效應同樣應用于天(tian)(tian)體光(guang)線(xian)的(de)(de)(de)傳(chuan)播上(shang),公式(shi)中的(de)(de)(de)c就(jiu)是(shi)光(guang)速(su)(su)(su),v就(jiu)是(shi)天(tian)(tian)體的(de)(de)(de)視(shi)(shi)(shi)向速(su)(su)(su)度(du)(du)。以(yi)恒(heng)星為例(li),通常在(zai)恒(heng)星光(guang)譜(pu)中會有(you)一些(xie)吸收(shou)(shou)譜(pu)線(xian),這是(shi)恒(heng)星表面發(fa)出(chu)(chu)的(de)(de)(de)光(guang)輻射被(bei)恒(heng)星大(da)氣中各種(zhong)(zhong)元(yuan)素(su)(su)(su)吸收(shou)(shou)所(suo)造成的(de)(de)(de),且特(te)定的(de)(de)(de)元(yuan)素(su)(su)(su)嚴(yan)格對應著特(te)定波長的(de)(de)(de)若干條吸收(shou)(shou)線(xian)。只要把實測(ce)(ce)恒(heng)星光(guang)譜(pu)中某種(zhong)(zhong)元(yuan)素(su)(su)(su)的(de)(de)(de)吸收(shou)(shou)譜(pu)線(xian)位(wei)置(即(ji)運動光(guang)源的(de)(de)(de)波長λ),與實驗室中同種(zhong)(zhong)元(yuan)素(su)(su)(su)的(de)(de)(de)標準譜(pu)線(xian)位(wei)置(即(ji)靜止波長λ0)加以(yi)比較,就(jiu)可(ke)以(yi)發(fa)現兩者之間會產生一定的(de)(de)(de)位(wei)移Δλ=λ-λ0,即(ji)多普(pu)(pu)勒位(wei)移。λ0是(shi)已(yi)知(zhi)的(de)(de)(de),而(er)Δλ又可(ke)以(yi)通過觀測(ce)(ce)得到,所(suo)以(yi)通過多普(pu)(pu)勒效應即(ji)可(ke)推(tui)算出(chu)(chu)恒(heng)星的(de)(de)(de)視(shi)(shi)(shi)向速(su)(su)(su)度(du)(du)v,這就(jiu)是(shi)確定天(tian)(tian)體視(shi)(shi)(shi)向速(su)(su)(su)度(du)(du)的(de)(de)(de)基本原理。據此,英(ying)國天(tian)(tian)文學家哈(ha)金斯(W. Huggins)在(zai)1868年首次測(ce)(ce)得天(tian)(tian)狼星的(de)(de)(de)視(shi)(shi)(shi)向速(su)(su)(su)度(du)(du)為46公里/秒,且正(zheng)在(zai)遠離地球而(er)去。
哈(ha)(ha)(ha)勃(bo)開展的(de)(de)(de)(de)(de)(de)這(zhe)項觀測研究是(shi)(shi)非常(chang)細(xi)致(zhi)又極為枯燥的(de)(de)(de)(de)(de)(de),他在(zai)相當(dang)長的(de)(de)(de)(de)(de)(de)一(yi)段時(shi)(shi)間內投入了自己的(de)(de)(de)(de)(de)(de)全(quan)部精力(li)。與(yu)現(xian)(xian)代(dai)設備(bei)相比,1920年代(dai)觀測條件很簡陋,2.5米口徑望遠(yuan)鏡不(bu)(bu)僅操縱起(qi)來頗為費力(li),而且不(bu)(bu)時(shi)(shi)會出現(xian)(xian)故障。星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)是(shi)(shi)非常(chang)暗的(de)(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)源(yuan),為了拍攝到(dao)它們的(de)(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)譜(pu),在(zai)當(dang)時(shi)(shi)往往需(xu)要曝(pu)光(guang)達幾十分(fen)鐘乃至數小時(shi)(shi)之久(jiu),其(qi)間還必須保持對目標星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)跟(gen)蹤的(de)(de)(de)(de)(de)(de)準(zhun)確性(xing)。為獲取(qu)盡可能清晰的(de)(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)光(guang)譜(pu),哈(ha)(ha)(ha)勃(bo)甚至迫不(bu)(bu)得已用自己的(de)(de)(de)(de)(de)(de)肩膀頂起(qi)巨大(da)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)鏡筒。人們調侃地(di)形容(rong)說“凍僵了的(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)(ha)(ha)勃(bo)”就“像猴(hou)子般地(di)”成夜待在(zai)望遠(yuan)鏡的(de)(de)(de)(de)(de)(de)五樓觀測室內,“臉被暗紅(hong)(hong)色的(de)(de)(de)(de)(de)(de)燈光(guang)照得像個(ge)丑八怪(guai)”,由此足見這(zhe)位天文(wen)學(xue)(xue)大(da)師嚴謹(jin)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)科學(xue)(xue)態度(du)和頑強拼搏的(de)(de)(de)(de)(de)(de)科學(xue)(xue)精神(shen)。功夫不(bu)(bu)負有心人,經過幾年的(de)(de)(de)(de)(de)(de)努力(li)工作,到(dao)1929年哈(ha)(ha)(ha)勃(bo)獲得了40多個(ge)星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)譜(pu),結(jie)果(guo)發現(xian)(xian)這(zhe)些光(guang)譜(pu)都(dou)表現(xian)(xian)出普遍性(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)譜(pu)線(xian)紅(hong)(hong)移(yi)(yi)。如果(guo)這(zhe)是(shi)(shi)緣于(yu)(yu)星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)視向運動(dong)而引起(qi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)多普勒位移(yi)(yi),則說明所(suo)有的(de)(de)(de)(de)(de)(de)樣本星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)都(dou)在(zai)做(zuo)遠(yuan)離(li)(li)地(di)球的(de)(de)(de)(de)(de)(de)運動(dong),且速度(du)很大(da)。這(zhe)與(yu)銀河系(xi)(xi)中恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)運動(dong)情況(kuang)截然不(bu)(bu)同:銀河系(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)光(guang)譜(pu)既有紅(hong)(hong)移(yi)(yi),也(ye)有藍移(yi)(yi),表明有的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)在(zai)靠近地(di)球,有的(de)(de)(de)(de)(de)(de)在(zai)遠(yuan)離(li)(li)地(di)球。不(bu)(bu)僅如此,由位移(yi)(yi)值所(suo)反映出的(de)(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)運動(dong)速度(du)遠(yuan)遠(yuan)大(da)于(yu)(yu)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing),前者(zhe)可高(gao)達每秒(miao)數百、上千公(gong)里(li),甚至更(geng)大(da),而后者(zhe)通常(chang)僅為每秒(miao)幾公(gong)里(li)或數十公(gong)里(li)。
在設法合(he)理地估計了(le)星(xing)系(xi)(xi)的(de)距離(li)(li)之后(hou),哈(ha)勃(bo)驚訝地發現,樣本中距離(li)(li)地球越(yue)遠的(de)星(xing)系(xi)(xi),其譜線紅移越(yue)大(da),且(qie)星(xing)系(xi)(xi)的(de)視(shi)向退行速度與星(xing)系(xi)(xi)的(de)距離(li)(li)之間可表述為簡單的(de)正(zheng)比例(li)函數(shu)(shu)關系(xi)(xi):v=H0r,(v表示星(xing)系(xi)(xi)的(de)視(shi)向速度,星(xing)系(xi)(xi)的(de)距離(li)(li)為r)這就是著名的(de)哈(ha)勃(bo)定律,式中的(de)比例(li)系(xi)(xi)數(shu)(shu)H0稱為哈(ha)勃(bo)常數(shu)(shu)。
哈(ha)勃(bo)(bo)于(yu)1929年3月發表了他的(de)(de)首次研究結果,盡(jin)管取(qu)得(de)(de)了46個(ge)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)視(shi)向速(su)度(du)(du)資(zi)料,但其(qi)中(zhong)(zhong)僅有24個(ge)確定了距(ju)(ju)離(li),且(qie)(qie)樣本(ben)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)視(shi)向速(su)度(du)(du)最高不(bu)(bu)(bu)超(chao)過(guo)1200公(gong)(gong)里(li)/秒。實際(ji)上當時哈(ha)勃(bo)(bo)所導(dao)出的(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)速(su)度(du)(du)-距(ju)(ju)離(li)關系(xi)(xi)(xi)并(bing)不(bu)(bu)(bu)十分明晰,個(ge)別星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)對(dui)關系(xi)(xi)(xi)式v=H0r的(de)(de)彌(mi)散(san)比較大。后來他與(yu)另一(yi)位(wei)天文(wen)(wen)(wen)(wen)學(xue)(xue)家(jia)(jia)赫馬森(sen)(M.L.Humason)合作(zuo),又獲得(de)(de)了50個(ge)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)光譜觀測資(zi)料,其(qi)中(zhong)(zhong)最大的(de)(de)視(shi)向速(su)度(du)(du)已(yi)接近2萬公(gong)(gong)里(li)/秒。在(zai)(zai)他們兩人于(yu)1931年根據新資(zi)料所發表的(de)(de)論文(wen)(wen)(wen)(wen)中(zhong)(zhong),星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)的(de)(de)速(su)度(du)(du)-距(ju)(ju)離(li)關系(xi)(xi)(xi)得(de)(de)到進一(yi)步確認(ren),且(qie)(qie)更(geng)為(wei)清(qing)晰。1948年,他們測得(de)(de)長蛇星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)團的(de)(de)退行速(su)度(du)(du)已(yi)高達6萬公(gong)(gong)里(li)/秒,而速(su)度(du)(du)-距(ju)(ju)離(li)關系(xi)(xi)(xi)依(yi)然(ran)成立。今天,哈(ha)勃(bo)(bo)定律(lv)已(yi)被(bei)眾(zhong)多的(de)(de)觀測事實所證實,并(bing)為(wei)天文(wen)(wen)(wen)(wen)學(xue)(xue)家(jia)(jia)所公(gong)(gong)認(ren),而且(qie)(qie)在(zai)(zai)宇(yu)宙學(xue)(xue)研究中(zhong)(zhong)起著(zhu)特(te)別重要的(de)(de)作(zuo)用。有意(yi)思(si)的(de)(de)是(shi),哈(ha)勃(bo)(bo)這位(wei)舉世公(gong)(gong)認(ren)的(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)天文(wen)(wen)(wen)(wen)學(xue)(xue)創始(shi)(shi)人始(shi)(shi)終不(bu)(bu)(bu)愿接受術語“星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)”,他在(zai)(zai)自(zi)己的(de)(de)論文(wen)(wen)(wen)(wen)和報告(gao)中(zhong)(zhong)一(yi)直(zhi)堅持用“河外星(xing)(xing)云”來稱(cheng)呼河外星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)。因此,美國歷史學(xue)(xue)家(jia)(jia)克里(li)斯琴森(sen)(G.E.Christianson)親昵地把(ba)哈(ha)勃(bo)(bo)稱(cheng)為(wei)“星(xing)(xing)云世界的(de)(de)水手”,并(bing)以此作(zuo)為(wei)書名,用35萬余字(zi)(中(zhong)(zhong)譯本(ben)字(zi)數)的(de)(de)篇幅(fu)詳細記述了哈(ha)勃(bo)(bo)的(de)(de)科學(xue)(xue)生(sheng)涯(ya),特(te)別是(shi)他在(zai)(zai)星(xing)(xing)系(xi)(xi)(xi)世界中(zhong)(zhong)長年的(de)(de)辛勤勞作(zuo)和做(zuo)出的(de)(de)不(bu)(bu)(bu)朽業績。
早(zao)在1912年(nian),施里弗(Slipher)就得到了“星云(yun)”的(de)(de)光譜,結果表明(ming)許(xu)多光譜都具有(you)多普勒(le)Doppler)紅移,表明(ming)這些“星云(yun)”在朝(chao)遠離我(wo)們的(de)(de)方向運(yun)動。隨后(hou)人們知道,這些“星云(yun)”實際(ji)上是類似銀河系一樣(yang)的(de)(de)星系。
1929年哈勃(EdwinHubble)對河外星系(xi)的(de)(de)視向速(su)(su)度與距(ju)離的(de)(de)關(guan)系(xi)進行(xing)了研究(jiu)。當時只有(you)46個(ge)河外星系(xi)的(de)(de)視向速(su)(su)度可以利用,而(er)其中僅有(you)24個(ge)有(you)推算(suan)出(chu)的(de)(de)距(ju)離,哈勃得出(chu)了視向速(su)(su)度與距(ju)離之間大致的(de)(de)線性正比關(guan)系(xi)。現代精(jing)確觀測已證實這種線性正比關(guan)系(xi)v = H0×d 其中v為(wei)退行(xing)速(su)(su)度,d為(wei)星系(xi)距(ju)離,H0為(wei)比例常(chang)數,稱(cheng)為(wei)哈勃常(chang)數。這就是(shi)著名的(de)(de)哈勃定(ding)律。
哈(ha)勃定律(lv)揭示宇宙是在(zai)(zai)不斷膨脹的。這種膨脹是一(yi)種全空間的均勻膨脹。因此(ci),在(zai)(zai)任(ren)(ren)何一(yi)點的觀測者都會(hui)看到完全一(yi)樣的膨脹,從(cong)任(ren)(ren)何一(yi)個星(xing)系(xi)來(lai)看,一(yi)切(qie)星(xing)系(xi)都以它為中心向四面散(san)開(kai),越遠的星(xing)系(xi)間彼此(ci)散(san)開(kai)的速度越大。
哈(ha)勃(bo)在導出(chu)他的(de)(de)(de)(de)(de)(de)著名定(ding)律的(de)(de)(de)(de)(de)(de)過程(cheng)中(zhong),必須取得同一目(mu)標星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)兩個基(ji)(ji)本觀(guan)測(ce)(ce)(ce)量(liang),即星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)視(shi)向速(su)度(du)(du)(du)v和距(ju)離(li)r,并由此確(que)(que)定(ding)哈(ha)勃(bo)常(chang)數H0=v/r。視(shi)向速(su)度(du)(du)(du)可以通過測(ce)(ce)(ce)量(liang)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)光(guang)(guang)譜中(zhong)譜線的(de)(de)(de)(de)(de)(de)多普勒位(wei)移來確(que)(que)定(ding),較為(wei)(wei)簡單(dan)(dan)。問(wen)題的(de)(de)(de)(de)(de)(de)關鍵是(shi)如何(he)測(ce)(ce)(ce)得星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)離(li)。因為(wei)(wei)星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)離(li)極為(wei)(wei)遙(yao)遠(yuan),三角視(shi)差法對此“鞭(bian)長莫及”,所(suo)以必須另辟蹊徑。天(tian)文(wen)學家已找到了多種測(ce)(ce)(ce)定(ding)遙(yao)遠(yuan)天(tian)體距(ju)離(li)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)方(fang)法,其中(zhong)以光(guang)(guang)度(du)(du)(du)測(ce)(ce)(ce)距(ju)法的(de)(de)(de)(de)(de)(de)應用最(zui)為(wei)(wei)廣(guang)泛。對于(yu)一個光(guang)(guang)源(如恒星(xing)(xing)(xing)或星(xing)(xing)(xing)系(xi)(xi))來說,其實際發光(guang)(guang)本領稱為(wei)(wei)光(guang)(guang)源的(de)(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)(guang)度(du)(du)(du),這是(shi)光(guang)(guang)源自(zi)身(shen)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)內稟性質。而觀(guan)測(ce)(ce)(ce)者所(suo)看到的(de)(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)(guang)源的(de)(de)(de)(de)(de)(de)明暗程(cheng)度(du)(du)(du)稱為(wei)(wei)亮(liang)度(du)(du)(du),它是(shi)光(guang)(guang)源的(de)(de)(de)(de)(de)(de)觀(guan)測(ce)(ce)(ce)特(te)征。設一顆恒星(xing)(xing)(xing)(或其他天(tian)體)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)(guang)度(du)(du)(du)為(wei)(wei)L,亮(liang)度(du)(du)(du)為(wei)(wei)B,距(ju)離(li)為(wei)(wei)r,那么只要選(xuan)取恰當的(de)(de)(de)(de)(de)(de)單(dan)(dan)位(wei)便有B=Lr-2。天(tian)文(wen)學中(zhong)常(chang)用絕對星(xing)(xing)(xing)等(deng)M來表征光(guang)(guang)度(du)(du)(du),用視(shi)星(xing)(xing)(xing)等(deng)m表征亮(liang)度(du)(du)(du),相應的(de)(de)(de)(de)(de)(de)關系(xi)(xi)式為(wei)(wei)m-M=5lgr-5。m是(shi)觀(guan)測(ce)(ce)(ce)量(liang),只要設法確(que)(que)定(ding)恒星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)M,便可以導出(chu)它的(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)離(li)r,這就是(shi)光(guang)(guang)度(du)(du)(du)測(ce)(ce)(ce)距(ju)法的(de)(de)(de)(de)(de)(de)基(ji)(ji)本原理,所(suo)得出(chu)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)距(ju)離(li)稱為(wei)(wei)光(guang)(guang)度(du)(du)(du)距(ju)離(li)。
那么(me),如何確定天體的(de)(de)絕(jue)對(dui)(dui)(dui)星(xing)(xing)(xing)等(deng)(即(ji)光(guang)度)呢?又有兩條不同的(de)(de)途徑。一(yi)是(shi)設法(fa)確定某類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)所具有的(de)(de)恒(heng)定的(de)(de)、或者(zhe)變化不大的(de)(de)絕(jue)對(dui)(dui)(dui)星(xing)(xing)(xing)等(deng)M,因此對(dui)(dui)(dui)于遠(yuan)處(chu)未知距(ju)離的(de)(de)這類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)來(lai)說,只(zhi)要測得它的(de)(de)視星(xing)(xing)(xing)等(deng)m,便可(ke)推(tui)算(suan)出(chu)它的(de)(de)距(ju)離。這類可(ke)用于測距(ju)的(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)稱(cheng)為(wei)(wei)標距(ju)天體,它們的(de)(de)絕(jue)對(dui)(dui)(dui)星(xing)(xing)(xing)等(deng)就是(shi)“標準燭光(guang)”。例如,藍(lan)白色(se)的(de)(de)亮星(xing)(xing)(xing)以及稱(cheng)為(wei)(wei)沃爾夫-拉(la)葉星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)一(yi)類特(te)殊恒(heng)星(xing)(xing)(xing),平均絕(jue)對(dui)(dui)(dui)星(xing)(xing)(xing)等(deng)M約為(wei)(wei)-7.0,新星(xing)(xing)(xing)爆發(fa)后最(zui)明亮時也可(ke)達到M≈-7.0,它們可(ke)以作(zuo)為(wei)(wei)標準燭光(guang),其測距(ju)的(de)(de)適(shi)用范圍(wei)最(zui)遠(yuan)約可(ke)達5000萬光(guang)年。又如天琴RR型變星(xing)(xing)(xing)達到極大亮度時的(de)(de)絕(jue)對(dui)(dui)(dui)星(xing)(xing)(xing)等(deng)M約為(wei)(wei)0.6,這是(shi)另一(yi)類標距(ju)天體,其測距(ju)的(de)(de)適(shi)用范圍(wei)最(zui)遠(yuan)可(ke)超(chao)過(guo)300萬光(guang)年。
二是(shi)尋求“標距(ju)(ju)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)”。以造父(fu)(fu)變(bian)星(xing)(xing)為(wei)例,該類變(bian)星(xing)(xing)的(de)(de)平均絕對星(xing)(xing)等M與光(guang)變(bian)周(zhou)期(qi)(qi)P之(zhi)間有著確(que)定(ding)的(de)(de)周(zhou)光(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)M=a lgP+b,其中(zhong)(zhong)P是(shi)可(ke)觀測(ce)量,a和b為(wei)常參數,可(ke)以通過已(yi)知(zhi)距(ju)(ju)離的(de)(de)近距(ju)(ju)造父(fu)(fu)變(bian)星(xing)(xing)來(lai)加(jia)以標定(ding),其中(zhong)(zhong)b稱(cheng)為(wei)周(zhou)光(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)的(de)(de)零(ling)點(dian),而像(xiang)造父(fu)(fu)變(bian)星(xing)(xing)周(zhou)光(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)那(nei)樣可(ke)以用來(lai)測(ce)定(ding)天體距(ju)(ju)離的(de)(de)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)便稱(cheng)為(wei)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)周(zhou)光(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi),只要測(ce)得未(wei)知(zhi)距(ju)(ju)離的(de)(de)遠距(ju)(ju)造父(fu)(fu)變(bian)星(xing)(xing)的(de)(de)光(guang)變(bian)周(zhou)期(qi)(qi),便能計算出相應的(de)(de)絕對星(xing)(xing)等,并(bing)進而推(tui)算出距(ju)(ju)離。造父(fu)(fu)變(bian)星(xing)(xing)是(shi)一類高(gao)光(guang)度恒星(xing)(xing),即使在相當遠的(de)(de)地方也能觀測(ce)到(dao),利用它們(men)的(de)(de)周(zhou)光(guang)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi)作為(wei)標距(ju)(ju)關(guan)系(xi)(xi)(xi)(xi)(xi),適用范圍最(zui)遠也可(ke)達5000萬光(guang)年(nian)左(zuo)右。
星系(xi)的(de)(de)尺度與其距離相比通常是很小的(de)(de),可以合(he)理(li)地認為星系(xi)中(zhong)的(de)(de)所(suo)有恒星具有相同的(de)(de)距離,只(zhi)要在星系(xi)中(zhong)證(zheng)出某類標(biao)距天(tian)(tian)體,便(bian)可以利用“標(biao)準燭(zhu)光”或標(biao)距關(guan)系(xi)確定出標(biao)距天(tian)(tian)體的(de)(de)距離,即(ji)星系(xi)的(de)(de)距離,而這就是當年(nian)哈勃測定目標(biao)星系(xi)距離的(de)(de)基本思(si)路(lu)。
但是如果(guo)“標(biao)(biao)準(zhun)燭(zhu)(zhu)光”不(bu)很(hen)“標(biao)(biao)準(zhun)”,標(biao)(biao)距關(guan)系(xi)不(bu)太(tai)精(jing)確(que),或(huo)者(zhe)標(biao)(biao)距關(guan)系(xi)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)參數(shu)a和b標(biao)(biao)定(ding)(ding)有誤,則(ze)必然會給星(xing)(xing)系(xi)距離(li)(li)r的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)值帶來(lai)誤差(cha),甚至錯(cuo)誤。一旦r的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)有誤,即使星(xing)(xing)系(xi)視向速度(du)(du)v測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)得(de)很(hen)準(zhun),哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)結果(guo)必然就(jiu)(jiu)不(bu)準(zhun)確(que)了。另(ling)一方面(mian),由(you)(you)數(shu)學關(guan)系(xi)式H0 = v/ r可(ke)知(zhi),由(you)(you)距離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)誤差(cha)mr引(yin)起(qi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)確(que)定(ding)(ding)誤差(cha)為m = vm r /r2,可(ke)見星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距離(li)(li)越(yue)遠(yuan),所得(de)出的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)就(jiu)(jiu)越(yue)精(jing)確(que),這就(jiu)(jiu)是哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)為什(shen)么要(yao)通過對遠(yuan)距離(li)(li)星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)觀測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)來(lai)確(que)認哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)定(ding)(ding)律并標(biao)(biao)定(ding)(ding)H0的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)原因之一。除了“標(biao)(biao)準(zhun)燭(zhu)(zhu)光”或(huo)者(zhe)標(biao)(biao)距關(guan)系(xi)可(ke)能不(bu)嚴格所引(yin)起(qi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)誤差(cha)外,影響哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)結果(guo)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)另(ling)一個因素是星(xing)(xing)系(xi)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)復(fu)雜性。鑒于哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)貢獻,天(tian)文學上把星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)普遍(bian)性退行(xing)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)稱為哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu),這是一種遵循哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)定(ding)(ding)律的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)系(xi)統(tong)性運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)。事實上,除了參與(yu)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)外,由(you)(you)于局部大質量天(tian)體引(yin)力場的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)作用,星(xing)(xing)系(xi)自身(shen)還有偏離(li)(li)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)所謂“本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)”,因而在星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)觀測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)中(zhong)應(ying)該包含了哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)和本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)兩個部分(fen),而后(hou)者(zhe)并不(bu)服從哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)定(ding)(ding)律。觀測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)研究表明,星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距離(li)(li)越(yue)遠(yuan),本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)部分(fen)占(zhan)星(xing)(xing)系(xi)觀測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)比例越(yue)小(xiao)(xiao)。從這個角(jiao)度(du)(du)說(shuo),為了能得(de)出星(xing)(xing)系(xi)參與(yu)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)速度(du)(du)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)可(ke)靠(kao)結果(guo),盡(jin)可(ke)能減小(xiao)(xiao)本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)成分(fen)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)影響,也應(ying)該用盡(jin)可(ke)能遠(yuan)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)來(lai)對哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)進(jin)行(xing)絕(jue)對定(ding)(ding)標(biao)(biao)。例如,后(hou)發星(xing)(xing)系(xi)團的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距離(li)(li)已(yi)接(jie)近1億秒差(cha)距,它的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong)主要(yao)表現為宇宙(zhou)膨脹引(yin)起(qi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)流(liu)運(yun)(yun)動(dong)(dong)(dong),本(ben)(ben)動(dong)(dong)(dong)只占(zhan)很(hen)小(xiao)(xiao)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)比例,由(you)(you)這類天(tian)體的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)距離(li)(li)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)值和視向速度(du)(du)測(ce)(ce)(ce)(ce)(ce)定(ding)(ding)結果(guo),才能得(de)出比較可(ke)靠(kao)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)哈(ha)勃(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)(bo)常(chang)(chang)數(shu)。
在(zai)二(er)十世紀后半,哈勃常(chang)數H0的值被估計約在(zai)50至90(km/s)/Mpc之間(jian)。
哈(ha)(ha)勃(bo)常數(shu)的(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)曾是個(ge)長久而(er)激烈(lie)的(de)(de)(de)(de)爭(zheng)議主(zhu)題,Gérard de Vaucouleurs主(zhu)張(zhang)其值(zhi)(zhi)(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)(nian),由JohnBahcall主(zhu)持(chi),包(bao)含Gustav Tammann及(ji)(ji)Sidney van den Bergh的(de)(de)(de)(de)辯論以類似早期(qi)Shapley-Curtisdebate的(de)(de)(de)(de)模(mo)式舉行(xing),主(zhu)題針對(dui)上述兩個(ge)競爭(zheng)數(shu)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)。1990年(nian)(nian)代晚期(qi),引進(jin)宇宙的(de)(de)(de)(de)λ-CDM模(mo)型(xing)(xing),數(shu)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)差異的(de)(de)(de)(de)問題被部(bu)分地解決(jue)。在此模(mo)型(xing)(xing)下,利用蘇尼(ni)亞耶夫(fu)-澤爾(er)多維奇效應進(jin)行(xing)的(de)(de)(de)(de)X光(guang)高紅移群(qun)(qun)及(ji)(ji)微波(bo)波(bo)長的(de)(de)(de)(de)觀察、宇宙微波(bo)背(bei)景輻射各(ge)向異性的(de)(de)(de)(de)量(liang)度(du)和(he)光(guang)學(xue)調查皆測(ce)(ce)定(ding)(ding)哈(ha)(ha)柏常數(shu)的(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)(wei)70左右。特別的(de)(de)(de)(de)是,Hubble Key Project(由Wendy L.Freedman博(bo)士(shi)主(zhu)導,在卡內基天(tian)文(wen)(wen)臺進(jin)行(xing))進(jin)行(xing)最(zui)(zui)精(jing)確的(de)(de)(de)(de)光(guang)學(xue)測(ce)(ce)量(liang),在2001年(nian)(nian)五月發表(biao)其最(zui)(zui)終估計值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)(wei)72±8(km/s)/Mpc,此結(jie)果(guo)與基于蘇尼(ni)亞耶夫(fu)-澤爾(er)多維奇效應進(jin)行(xing)的(de)(de)(de)(de)銀河系星群(qun)(qun)觀測(ce)(ce)所測(ce)(ce)出的(de)(de)(de)(de)H0相(xiang)當一(yi)致,具有相(xiang)似的(de)(de)(de)(de)精(jing)確值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)。在2003年(nian)(nian),利用WMAP所得(de)(de)出最(zui)(zui)高精(jing)度(du)的(de)(de)(de)(de)宇宙微波(bo)背(bei)景輻射測(ce)(ce)定(ding)(ding)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)為(wei)(wei)(wei)(wei)71±4 (km/s)/Mpc,而(er)直到2006年(nian)(nian),皆以70 (km/s)/Mpc,+2.4/-3.2作為(wei)(wei)(wei)(wei)測(ce)(ce)定(ding)(ding)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)。因為(wei)(wei)(wei)(wei)1秒(miao)差距接(jie)近米(mi),故在公制單位中(zhong)H0的(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)約為(wei)(wei)(wei)(wei)(m/s)/m(Hertz)。從上述三種方法得(de)(de)出一(yi)致的(de)(de)(de)(de)測(ce)(ce)定(ding)(ding)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)提供了H0測(ce)(ce)定(ding)(ding)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)與λ-CDM模(mo)型(xing)(xing)有力的(de)(de)(de)(de)支持(chi)。q的(de)(de)(de)(de)值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)被以Ia型(xing)(xing)超新(xin)星所制定(ding)(ding)的(de)(de)(de)(de)標(biao)準燭光(guang)觀察標(biao)準所測(ce)(ce)量(liang)。該(gai)標(biao)準定(ding)(ding)于1998年(nian)(nian),其值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)被定(ding)(ding)為(wei)(wei)(wei)(wei)負值(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)。此舉使許多天(tian)文(wen)(wen)學(xue)家感到驚訝,因為(wei)(wei)(wei)(wei)這(zhe)暗(an)示著宇宙膨脹正在“加(jia)速”(雖然哈(ha)(ha)柏因子隨時間而(er)遞減;詳見暗(an)物質及(ji)(ji)λ-CDM模(mo)型(xing)(xing))。
在(zai)2006年(nian)八(ba)月,利用美國國家航(hang)空航(hang)天(tian)局(NASA)的Chandra X光天(tian)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(miao)每百(bai)萬(wan)秒(miao)差(cha)距(77km/sMpc;1百(bai)萬(wan)秒(miao)差(cha)距等于3.26百(bai)萬(wan)光年(nian)),不準量(liang)約15%。
2009.5.7,美國(guo)宇航局NASA發布最新的Hubble常(chang)數測定(ding)值,根據對遙遠(yuan)星(xing)系Ia超新星(xing)的最新測量(liang)結果,常(chang)數被確(que)定(ding)為(74.2± 3.6)km/(s*Mpc),不確(que)定(ding)度進一步縮(suo)小到5%以內。
利(li)用(yong)哈勃(bo)定律v=H0 r,只(zhi)要(yao)能(neng)確(que)知哈勃(bo)常數H0,便(bian)可由(you)天體的視向速(su)度v得出其距離r,稱(cheng)為(wei)宇宙學距離,這(zhe)里唯一需要(yao)取(qu)得的觀(guan)測資(zi)料是(shi)遠方天體的視向速(su)度。這(zhe)樣r=v/H0 也許便(bian)是(shi)確(que)定天體宇宙學距離的最(zui)為(wei)簡單的一種(zhong)標距關系,但前提是(shi)哈勃(bo)常數必(bi)需已知。
p作為天文學(xue)(xue)分(fen)支(zhi)學(xue)(xue)科之(zhi)一(yi)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue),主要是(shi)(shi)(shi)從大(da)(da)尺(chi)度(甚至整體)上(shang)研(yan)究宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)(de)結(jie)構(gou)和演化,又可(ke)分(fen)為觀(guan)測(ce)(ce)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)和理(li)(li)論(lun)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)模(mo)型兩方面的(de)(de)(de)(de)(de)內容,不(bu)(bu)過兩者(zhe)之(zhi)間有(you)(you)(you)(you)著(zhu)密切(qie)的(de)(de)(de)(de)(de)聯系(xi)(xi)。“大(da)(da)尺(chi)度”結(jie)構(gou),通(tong)常是(shi)(shi)(shi)指范圍在(zai)(zai)(zai)10Mpc(3000萬(wan)光年(nian))以(yi)(yi)上(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)物(wu)(wu)質(zhi)分(fen)布情(qing)況,而目前所(suo)能(neng)(neng)觀(guan)測(ce)(ce)到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)尺(chi)度為1010光年(nian)量(liang)級(ji)。在(zai)(zai)(zai)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)中,有(you)(you)(you)(you)一(yi)條(tiao)未能(neng)(neng)完(wan)全(quan)證實的(de)(de)(de)(de)(de)“公設(she)”性基本原(yuan)理(li)(li),即(ji)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)原(yuan)理(li)(li)。它的(de)(de)(de)(de)(de)含意(yi)(yi)是(shi)(shi)(shi):在(zai)(zai)(zai)空間中任意(yi)(yi)一(yi)點,以(yi)(yi)及從任意(yi)(yi)一(yi)點位置上(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)任一(yi)方向來進行觀(guan)察(cha)的(de)(de)(de)(de)(de)話,宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)的(de)(de)(de)(de)(de)大(da)(da)尺(chi)度圖(tu)景是(shi)(shi)(shi)沒有(you)(you)(you)(you)區(qu)別的(de)(de)(de)(de)(de);而且對(dui)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中各(ge)處(chu)的(de)(de)(de)(de)(de)觀(guan)測(ce)(ce)者(zhe)來說,他(ta)(ta)們所(suo)觀(guan)察(cha)到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)物(wu)(wu)理(li)(li)量(liang)和物(wu)(wu)理(li)(li)規律完(wan)全(quan)相同(tong),沒有(you)(you)(you)(you)任何一(yi)個(ge)觀(guan)測(ce)(ce)者(zhe)會處(chu)于(yu)(yu)與眾不(bu)(bu)同(tong)的(de)(de)(de)(de)(de)特殊地位。根(gen)據宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)學(xue)(xue)原(yuan)理(li)(li),地球上(shang)所(suo)觀(guan)察(cha)到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)大(da)(da)尺(chi)度圖(tu)景也能(neng)(neng)被處(chu)于(yu)(yu)任何其他(ta)(ta)天體上(shang)的(de)(de)(de)(de)(de)觀(guan)測(ce)(ce)者(zhe)看到(dao),這(zhe)(zhe)就意(yi)(yi)味(wei)著(zhu)由地球觀(guan)測(ce)(ce)者(zhe)所(suo)發現的(de)(de)(de)(de)(de)哈勃(bo)(bo)定律應該(gai)同(tong)樣適用于(yu)(yu)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中的(de)(de)(de)(de)(de)任何天體。于(yu)(yu)是(shi)(shi)(shi)可(ke)以(yi)(yi)得知(zhi),在(zai)(zai)(zai)任何一(yi)個(ge)星(xing)(xing)系(xi)(xi)上(shang),都能(neng)(neng)觀(guan)測(ce)(ce)到(dao)其他(ta)(ta)星(xing)(xing)系(xi)(xi)在(zai)(zai)(zai)作遠(yuan)離(li)該(gai)星(xing)(xing)系(xi)(xi)的(de)(de)(de)(de)(de)退行運動(dong),而且距離(li)越遠(yuan)的(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)系(xi)(xi)退行速度越大(da)(da)。由此可(ke)以(yi)(yi)得出一(yi)個(ge)重要的(de)(de)(de)(de)(de)推論(lun):對(dui)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)中的(de)(de)(de)(de)(de)任何兩個(ge)星(xing)(xing)系(xi)(xi)來說,它們都在(zai)(zai)(zai)彼此互相遠(yuan)離(li),而且星(xing)(xing)系(xi)(xi)間的(de)(de)(de)(de)(de)距離(li)越遠(yuan),相互遠(yuan)離(li)的(de)(de)(de)(de)(de)速度也越大(da)(da)。因此對(dui)由哈勃(bo)(bo)定律所(suo)推斷的(de)(de)(de)(de)(de)上(shang)述大(da)(da)尺(chi)度宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)圖(tu)景的(de)(de)(de)(de)(de)最(zui)簡單的(de)(de)(de)(de)(de)物(wu)(wu)理(li)(li)解釋便是(shi)(shi)(shi)整個(ge)宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)在(zai)(zai)(zai)不(bu)(bu)斷膨脹,且這(zhe)(zhe)種(zhong)膨脹是(shi)(shi)(shi)均勻各(ge)向同(tong)性的(de)(de)(de)(de)(de),這(zhe)(zhe)正是(shi)(shi)(shi)大(da)(da)爆炸宇(yu)宙(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)(zhou)模(mo)型的(de)(de)(de)(de)(de)預期結(jie)果。
哈勃(bo)(bo)(bo)常(chang)數的(de)(de)(de)(de)倒數t0=r/v=H0-1具(ju)有(you)時(shi)間(jian)的(de)(de)(de)(de)量綱,稱為(wei)哈勃(bo)(bo)(bo)時(shi)間(jian)。既然哈勃(bo)(bo)(bo)定(ding)(ding)律是(shi)由(you)大(da)(da)爆炸引起的(de)(de)(de)(de)宇(yu)(yu)宙(zhou)膨(peng)脹(zhang)的(de)(de)(de)(de)一種觀(guan)測效應(ying),那么(me)在(zai)過去(qu)遙遠的(de)(de)(de)(de)某個(ge)時(shi)間(jian),具(ju)體說(shuo)來就是(shi)在(zai)t0時(shi)間(jian)前(qian),宇(yu)(yu)宙(zhou)中所有(you)的(de)(de)(de)(de)物質必然聚(ju)集(ji)于一點,或者(zhe)說(shuo)一個(ge)極小的(de)(de)(de)(de)空間(jian)范圍內。可見,一旦確定(ding)(ding)了哈勃(bo)(bo)(bo)常(chang)數的(de)(de)(de)(de)具(ju)體數值(zhi),便(bian)可以估計宇(yu)(yu)宙(zhou)的(de)(de)(de)(de)年(nian)齡。由(you)近期測定(ding)(ding)的(de)(de)(de)(de)哈勃(bo)(bo)(bo)常(chang)數H0=73km/(s·Mpc),可以推算(suan)出宇(yu)(yu)宙(zhou)年(nian)齡的(de)(de)(de)(de)上限(xian)為(wei)137億年(nian)(不過有(you)報道稱,2006年(nian)8月一項新的(de)(de)(de)(de)研究(jiu)結果是(shi)宇(yu)(yu)宙(zhou)的(de)(de)(de)(de)年(nian)齡應(ying)為(wei)158億年(nian),可是(shi)對此(ci)仍然存在(zai)爭議)。哈勃(bo)(bo)(bo)定(ding)(ding)律表征了宇(yu)(yu)宙(zhou)膨(peng)脹(zhang),但哈勃(bo)(bo)(bo)常(chang)數并(bing)不是(shi)宇(yu)(yu)宙(zhou)膨(peng)脹(zhang)的(de)(de)(de)(de)速度,而是(shi)星(xing)系(xi)間(jian)退(tui)行速度的(de)(de)(de)(de)變化率。哈勃(bo)(bo)(bo)常(chang)數的(de)(de)(de)(de)單位是(shi)每(mei)百萬秒(miao)差距、每(mei)秒(miao)公里(li),如(ru)采用H0=73km/(s·Mpc),那么(me)星(xing)系(xi)間(jian)的(de)(de)(de)(de)距離每(mei)增大(da)(da)1Mpc,星(xing)系(xi)的(de)(de)(de)(de)相互退(tui)行速度便(bian)增大(da)(da)73公里(li)/秒(miao)。
在(zai)哈勃(bo)定(ding)律(lv)發現(xian)之前(qian),蘇(su)聯數學家弗里德曼(man)(man)(A.A.Friedmann)于(yu)1922年(nian)(nian)首次論(lun)證(zheng)了(le)宇宙(zhou)(zhou)隨(sui)時間不斷膨脹(zhang)(zhang)的可(ke)能性(xing),從而對(dui)愛因(yin)斯坦的靜(jing)態宇宙(zhou)(zhou)觀念提出了(le)挑戰。比(bi)利時主教(jiao)、天(tian)文學家勒梅特(te)(G.Lemaltre)在(zai)弗里德曼(man)(man)工作(zuo)的基礎(chu)上,經過5年(nian)(nian)的潛(qian)心研究,于(yu)1927年(nian)(nian)提出均勻各向(xiang)同性(xing)的膨脹(zhang)(zhang)宇宙(zhou)(zhou)模型。在(zai)這(zhe)一模型中(zhong),遙(yao)遠(yuan)天(tian)體的紅移(即(ji)退行運動(dong))起因(yin)于(yu)空(kong)間膨脹(zhang)(zhang),勒梅特(te)還預言紅移的大小應該與天(tian)體的距離成(cheng)正(zheng)比(bi)。但是,1920年(nian)(nian)代的通訊技(ji)術(shu)和學術(shu)交流遠(yuan)不如現(xian)在(zai)發達,大洋彼岸(an)的哈勃(bo)對(dui)弗里德曼(man)(man)和勒梅特(te)的理論(lun)一無(wu)所知。可(ke)見,哈勃(bo)定(ding)律(lv)的發現(xian)過程并不是刻意為(wei)了(le)證(zheng)實膨脹(zhang)(zhang)宇宙(zhou)(zhou)模型,它完(wan)全是哈勃(bo)本人在(zai)觀測和細心分析(xi)的基礎(chu)上所獲(huo)得(de)的原創性(xing)成(cheng)果。星系(xi)存(cun)在(zai)普遍性(xing)退行運動(dong)以(yi)及(ji)哈勃(bo)定(ding)律(lv)的發現(xian),對(dui)宇宙(zhou)(zhou)膨脹(zhang)(zhang)及(ji)大爆炸宇宙(zhou)(zhou)論(lun)是一個強有力(li)的支持。
宇宙(zhou)中的(de)(de)各類天體必定(ding)形成于(yu)(yu)(yu)宇宙(zhou)誕生之(zhi)后,自然它們的(de)(de)年齡(ling)都(dou)不可(ke)(ke)能超過由(you)哈(ha)勃(bo)定(ding)律(lv)(lv)推(tui)算出(chu)的(de)(de)宇宙(zhou)年齡(ling)137億(yi)(yi)(yi)年。根據恒(heng)星演(yan)化理論,可(ke)(ke)以(yi)推(tui)知最年老星系(xi)和(he)恒(heng)星的(de)(de)年齡(ling)為(wei)100多(duo)億(yi)(yi)(yi)年;太(tai)陽現在(zai)的(de)(de)年齡(ling)約為(wei)50億(yi)(yi)(yi)年,地球(qiu)年齡(ling)約為(wei)46億(yi)(yi)(yi)年,所(suo)有(you)這些由(you)不同途徑測(ce)得的(de)(de)涉及(ji)各類天體年齡(ling)的(de)(de)結果,都(dou)可(ke)(ke)以(yi)按合理的(de)(de)時序(xu)一一納(na)入大(da)爆炸后宇宙(zhou)整體演(yan)化的(de)(de)框架內。盡管哈(ha)勃(bo)第一篇(pian)涉及(ji)星系(xi)速度-距離關(guan)系(xi)的(de)(de)論文(wen)只有(you)短短的(de)(de)6頁,卻是人類對宇宙(zhou)認識的(de)(de)一次飛躍。著名的(de)(de)美國宇宙(zhou)學(xue)家惠特羅(G.J.Whitrow)把哈(ha)勃(bo)定(ding)律(lv)(lv)和(he)400年前(qian)哥白尼提(ti)出(chu)的(de)(de)日(ri)心說相提(ti)并論,在(zai)天文(wen)學(xue)史上兩(liang)者都(dou)具有(you)革(ge)命性的(de)(de)意義。盡管哈(ha)勃(bo)在(zai)他的(de)(de)這篇(pian)開創性論文(wen)中沒有(you)提(ti)到宇宙(zhou)膨脹的(de)(de)概念,但(dan)由(you)于(yu)(yu)(yu)他的(de)(de)重(zhong)要發現,長久(jiu)以(yi)來關(guan)于(yu)(yu)(yu)靜止宇宙(zhou)的(de)(de)圖像終究(jiu)被動態的(de)(de)膨脹宇宙(zhou)模(mo)型(xing)取代了。
在1998年(nian),來自Ia超新星標準燭光測量的q值卻是負(fu)面的,令許多天文學驚訝的是宇宙的膨脹仍(reng)在「加(jia)速中」(雖然哈柏因子(zi)會(hui)隨著(zhu)時(shi)間而(er)衰減,參見暗物質和(he)ΛCDM模(mo)型)。