有大量的科學證據支持膨脹的宇宙和大爆炸的圖像。然而，今天的膨脹率對我們的宇宙起源有著非同尋常的影響，其中一些可能會導致一組膨脹率值的危機，而另一組是有缺陷的。

向外看一個遙遠的星系，你會看到它就像在遙遠的過去一樣。但是光到達之後，比如說，一個億萬年的旅程並不是來自一個距離10億光年的星系，而是一個更遙遠的距離。為什麼？因為我們宇宙的結構本身在膨脹。這個對愛因斯坦廣義相對論的預測，在20世紀20年代首次被承認，幾年後被埃德溫·哈勃觀測證實，一直是現代宇宙學的基石之一。

韋斯托·斯萊弗首先指出，平均來說，一個星系距離我們越遠，我們觀察到它遠離我們越快。多年來，這一理論一直無法解釋，直到哈勃望遠鏡的觀測讓我們把碎片拼在一起：宇宙在膨脹。

然而，事實證明，擴張速度的準確數值更難確定。如果我們能準確地測量它，以及宇宙的組成，我們就能瞭解我們所居住的宇宙的一系列重要事實。這包括:

• 宇宙在過去任何時刻膨脹的速度，
• 宇宙從大爆炸剛開始的時候有多大，
• 哪些物體被引力束縛在一起，而哪些物體會膨脹，
• 宇宙的最終命運是什麼。

多年來，一場爭論正在醞釀之中。兩種不同的測量方法，一種使用宇宙距離階梯，另一種使用宇宙中第一個可見的光（大爆炸的餘輝），得出的結果是相互不一致的。雖然有可能是一個（或兩個）組出現了錯誤，但這種爭論對我們理解宇宙有很大的影響。

分別用CMB(綠色)、BAO(藍色)和距離梯(紅色)測量張力數據。紅色的點是距離梯法；綠色和藍色是“殘留的遺蹟”的方法。

如果你想知道宇宙膨脹有多快，最簡單的方法可以追溯到哈勃。只要測量兩件事：到另一個星系的距離和它離開我們的速度。對所有的星系都這樣做你得到的是距離的函數，你可以推斷出宇宙的現代膨脹速度。原則上，這非常簡單，但在實踐中，確實存在一些挑戰。

哈勃定律，即離我們越遠的星系，背離我們向遠處運動的速度越快，退行的速度與它們的距離成正比。用公式表示就是v=H0D，其中v是星系遠離我們的速度，D是星系離我們的距離，H0是比例常數（v/D），也就是我們常說的哈勃常數。這個常數的倒數的單位是時間，表徵宇宙的年齡，可見這個常數的重要意義了。

宇宙距離階梯測量法

測量後退速度是很容易的：光以特定的波長髮射，宇宙的膨脹拉伸了這個波長，當它到達的時候，我們觀察它。從它被拉伸的程度，我們可以推斷出它的速度。但是要測量距離，就需要知道我們測量的是什麼。只有知道一個物體本質上是多麼絕對的明亮，我們才能從觀察到的亮度推斷出它到底有多遠。

標準燭光(左)和標準尺子(右)是天文學家用來測量空間在過去不同時間/距離上膨脹的兩種不同的技術。根據光度或角的大小隨距離的變化，我們可以推斷宇宙的膨脹歷史。

這是宇宙距離階梯的概念，但它很危險。當我們推斷到附近星系的距離時，我們所犯的任何錯誤都將在我們越來越遠的距離中產生。任何不確定因素在推斷我們觀察到的指標的內在亮度時，都將傳播到距離誤差中。我們在標定目標時犯的任何錯誤都可能會影響我們的結論。

近年來，採用這種方法的最重要的天體是造父變星和Ia型超新星。

“造父變星”提供了最早的“標準燭光”

鄰近的造父變星“船尾座RS”

由於天體離我們非常遙遠，測量天體的距離是非常難的事情。好在聰明的科學家找到一些量天巨尺，能夠測量出數億光年遠的星體。最常用的是標準燭光法。如果已知某個星體的真實亮度，因為亮度與距離的平方成反比，就可求出這個星體的距離。就像一支蠟燭離得越遠看上去越暗一樣。

1912年，美國的一位女天文學家勒維特就發現了一種這樣的天體，這就是“造父變星”。造父變星的亮度一直在作週期性變化（稱光變週期），週期從幾小時到100天不等，但有一個規律，就是亮度變化週期越長，本身的真實亮度越大。於是，找到那些遙遠星系中的造父變星，通過其光變週期計算得到它們的真實亮度，就可以根據其視亮度與距離的平方成反比的關係來求出那些遙遠星系的距離。正是利用這種方法，哈勃於1924年利用口徑2.5米的虎克望遠鏡觀測“仙女座星雲”裡的造父變星，求得了仙女座星雲的距離，令人意想不到的是，它遠遠超出當時人們認為的銀河系的大小，由此發現了河外星系。

利用“Ia型超新星”可做更精確測量

Ia型超新星

Ia型超新星是超新星中的一種，它是一顆具有恆星伴星白矮星，由於伴星的氣體不斷流入白矮星，其質量不斷增加。當白矮星的質量增加到超過太陽質量的1.4倍時，它再也無法抗衡自身的引力而突然坍縮，於是便發生Ia型超新星爆發。由於這類超新星爆發時質量幾乎一樣，爆發的模式就會一樣，其光變曲線也就幾乎一樣，也就是說，這類超新星的真實亮度是一樣的，因而可以作為宇宙中理想的標準燭光。

宇宙距離階梯的構造包括從太陽系到恆星再到附近的星系再到遙遠的星系。每一個“步驟”都有其自身的不確定性，特別是造父變星和超新星的步驟；如果我們生活在一個低密度或過密的區域，它也會偏向於更高或更低的值。

我們的準確性受到以下因素的限制：

• 我們對造父變星的理解，包括它們的脈衝週期和光度，
• 造父變星的類型，
• 對造父變星的視差測量，
• 以及我們觀察它們的環境的知識。

雖然我們正在研究的不確定性仍然存在，但這種方法的膨脹率H0的最佳值是73 km/s/Mpc，不確定性小於3%。

大爆炸餘輝測量法

大爆炸的餘輝，即CMB，不是均勻的，但是有微小的缺陷和溫度波動，只有幾百微開氏度。這些波動的模式告訴我們宇宙的組成和起源。

另一方面，還有第二種方法：利用大爆炸留下的光，我們今天看到的是宇宙微波背景。宇宙開始時幾乎是完全均勻的，到處都是同樣的密度。然而，所有尺度上的能量密度都有微小的缺陷。隨著時間的推移，物質和輻射相互作用、相互碰撞，同時引力作用於把越來越多的物質吸引到密度最大的區域。

然而，隨著宇宙膨脹，隨著內部輻射的紅移，宇宙開始冷卻。在某種程度上，它達到了足以形成中性原子的低溫。當質子、原子和電子都結合成中性的原子核時，宇宙就變得透明瞭。現在所有這些相互作用的信號都印在了這束光上，我們可以用所有尺度上的溫度波動來推斷宇宙是什麼，宇宙膨脹的速度有多快。

普朗克衛星在宇宙微波背景下觀測到的聲波峰值模式有效地排除了一個不包含暗物質的宇宙，並嚴格限制了許多其他宇宙參數。

這個結果非常精確，讓我們能夠推斷出宇宙是由什麼組成的，以及宇宙膨脹的速度有多快。雖然它通常得出一個更顯著的結論，我們的宇宙暗物質和暗能量豐富，採用這種方法我們得出的膨脹速度：H0 = 67 km / s / Mpc，不確定性約±1 km / s / Mpc。

測量數值困境

這可能是一個非常大的問題。有很多可能的解釋，比如一個小組有一個系統錯誤他們沒有考慮進去。在遙遠的宇宙中可能存在著與附近宇宙不同的東西，這意味著兩組都是正確的。答案可能在中間。但在宇宙尺度上，如果來自遙遠宇宙的結果是不正確的，我們就會陷入困境。

由於重子聲學振盪而形成的聚類模式的一種說明，在距離任何其他星系一定距離的情況下找到一個星系的可能性取決於暗物質和正常物質之間的關係。隨著宇宙的膨脹，這個特徵距離也在擴大，我們可以測量哈勃常數，暗物質密度，甚至標量譜指數。結果與普朗克數據一致。

宇宙微波背景包含了大量的信息。自從普朗克衛星發佈了他們的第一個結果以來，我們已經能夠提取出大量的信息。幸運的是(或者不幸的是，這取決於您如何看待它)，許多具有可伸縮空間的提取參數都與其他可以被其他方法約束的參數綁定在一起。

哈勃常數、物質密度和標量譜指數(描述宇宙中密度和密度)是這類相關參數的一個例子。問題是你不能只改變一個而不改變另一個。

在普朗克之前，最適合的數據顯示，哈勃的參數大約是71km/ s / Mpc，但現在大約70或以上的值對於暗物質密度(x軸)來說太大了，我們通過其他的方法和標量光譜指數(y軸的右邊)來觀測宇宙的質量，我們需要宇宙的大尺度結構來解釋這一點。

除了宇宙微波背景之外，我們對這些參數的測量非常精確。例如，重子聲學振盪和宇宙的大尺度結構對物質密度和標量譜指數都有非常嚴格的限制；我們之間的前必須瞭解28 - 35%，後者約等於0.968±0.010。

但如果普朗克小組關於宇宙的膨脹速度是錯誤的，而距離階梯的團隊是正確的，那麼宇宙中的物質就會太少(大約25%)，光譜指數也會太高(大約0.995)，與觀測結果不符。特別是光譜指數，將會明顯地處於巨大的衝突中。從0.96到1.00之間的微小差異與數據是不可調和的。

溫度波動幅度(y軸)的某些方面與角標度(x軸)減小的函數之間的相關性表明，宇宙與標量譜指數(0.96或0.97)一致，但與0.99或1.00不一致。

自從我們第一次意識到宇宙膨脹的必要性以來，宇宙膨脹有多快的問題一直困擾著天文學家和天體物理學家。令人難以置信的是，兩種完全獨立的方法產生的答案非常接近，誤差不到10%，而他們不一致的事實是令人不安的。

如果距離階梯研究小組出錯，膨脹率真的在低端，接近67km/s/Mpc，宇宙就會陷入一條直線。

但是如果宇宙微波背景研究小組是錯誤的，膨脹率接近73km/s/Mpc，我們可能會遇到現代宇宙學的危機，即宇宙不可能有暗物質密度和初始波動，就像這個值所暗示的那樣。

在這個謎題解決之前，我們必須對宇宙學革命即將來臨的可能性保持開放的態度。

作者：天體物理學家和作家伊森·西格爾（Ethan Siegel）

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