哈勃常数-北京师范大学天文系.pdf

哈勃常数——世纪之谜 胡彬（北京师范⼤学天⽂系） -2018年8 ⽉
 哈勃常数 - 胡彬 1 膨胀宇宙的发现 对于距离的测量，历来是天⽂学的重要课题之⼀。随着照相技术的发展，上世纪初天 ⽂学家已经可以观测到⼤量分布很迷散、亮度很低的云团状物体，并称之为星云 （Nebulae ）。但由于当时的知识所限，天⽂学家并不能确认这些云团状物体，是来⾃我们 银河系⾃⾝的恒星集团，还是河外星系。当时天⽂学界的主流看法是，这些星云⼤部分应 该位于银河系内部。 1919年，Edwin Hubble作为⼀个年轻的学者加⼊到威尔逊⼭天⽂台。幸运的是，当 时的100英⼨反射式望远镜刚刚完成建造并投⼊使⽤。作为⼀个严谨又勤奋的天⽂学家， Edwin Hubble对⼀些盘状星云（sprial nabulae ，现在看来应该是河外的盘状星系），在不 同时段进⾏了反复的拍照。他将注意⼒集中到了这些盘状星云中的⼀些被称为新星 （nova ）的亮星观测上去。新星是天⽂观测中的⼀些暂现源，也就是说本来空⽆ 1 图1: 1929年，Hubble绘制的星云的“距离-速度”关系 。 ⼀物的天空中的某点，突然发出很强的可见光辐射后，又慢慢消退。这个消退的时标从⼏ 周到⼏个⽉不等。Hubble仔细地标记了，每颗新星的位置、亮度随时间的变化等信息。随 着时间的推移，神奇的事情发⽣了！在之前标记的某颗新星衰减到完全看不到后的⼀个⽉， 天空中相同的位置处又再次闪现了⼀颗新星！Hubble扎实的天⽂功底告诉他，相同星云中 哈勃常数 - 胡彬 2 两颗临近新星接连爆发的概率太⼩了，这极有可能是当时已经研究得⼗分成熟的造⽗变星。 这是⼀类性质极为优良的天体，主要体现在这类天体的光变周期与其亮度（单位时间内辐 射的总能量）有着极强的相关性。因⽽通过观测光变曲线，我们就可以确定出造⽗变星的 亮度。具有这类性质的天体，我们将其称为标准烛光。⽽我们实际观测到的视亮度与绝对 亮度之间，与距离的平⽅成反⽐。视亮度越暗的标准烛光距离我们越远。因此标准烛光成 为天⽂测距的利器。除此之外，Hubble还对每⼀个具有造⽗变星的星云测量了其多普勒红 移，从⽽计算出该星云的运⾏速度。 随着数据量的积累，时间来到1929年。上世纪天⽂学最⼤的发现之⼀，浮现在Hubble 的算稿纸上（图1）！这张图分明地显⽰，距离我们越远的星云，其在离开我们视线⽅向上 的速度越⼤。就像吹⽓球⼀样，相对距离越远的两点之间，其相互之间的逃离速度也越⼤。 ⾄此，Hubble发现了宇宙膨胀的现象，并基于此提出来我们称之为Hubble定律的数学公 式： v = H (t)d 公式1: Hubble定律 其中，v是星体的退⾏速度，d是距离，H(t) 标志着t时刻宇宙膨胀速率的⼤⼩。⼀般的，我 们将当前时刻H函数的数值记为H ，称为Hubble常数。在图1中，H 就是图中直线的斜率， 0 0 通常的我们将Hubble常数的单位固定为[km/s/Mpc] ，其中Mpc是天⽂测量中常⽤的距离 单位，即百万秒差距，1Mpc⼤约为三百三⼗万光年。 细⼼的读者，也许会发现，Hubble在1929年所测量的当前宇宙的Hubble常数为 500[km/s/Mpc] 。这与我们现在的更为精确的测量结果（⼤约70[km/s/Mpc] ）相距甚远。 笔者的⼀位引⼒波研究同⾏曾半开玩笑式地说过”伟⼤的发现不需要细节“ ！这个描述在这 ⾥可以说是很贴切了。尽管Hubble ⾃⼰测量的Hubble常数出现了重⼤偏差，但是，宇宙膨 胀的客观现实没有因为这个具体数字的错误⽽被否认掉。像公式1这样的线性关系，在以现 代数学为基础的科学研究中，已经是简单的不能再简单的了。但⾃从1929年⾄今，在接近 ⼀个世纪的时光⾥，Hubbl