 Ia型超新星常被用作测量天体距离的“标准烛光”。  哈勃空间望远镜。 不久前，一个科学家小组利用美国宇航局斯皮策空间望远镜对造父变星进行的最新测量，最新计算得出哈勃常数的数值为74.3±2.1(km/s)/Mpc，Mpc为百万秒差距，是距离单位，1Mpc大约为326万光年。这个数值表示宇宙空间每增加326万光年的距离，星系远离的速度增加每秒74.公里，误差在正负2.1公里。最新的计算结果把宇宙膨胀速率的不确定度降低到3%左右。 广义相对论原本包含宇宙膨胀结论 现代宇宙论有两大支柱，一个是爱因斯坦的广义相对论，另一个誓静筑勃定律。一个是纯理论，用一支笔通过广义相对论方程就可推导出宇宙膨胀结论；另一个是高超的测量技术，通过所谓“宇宙距离阶梯”测出遥远天体相对精确的距离，发现了宇宙的膨胀。 1916年，爱因斯坦提出广义相对论方程，当时的主流观点认为宇宙是稳定而静态的，因为没有人看到过宇宙变大或者缩小。为了保持宇宙的这种“稳态”，爱因斯坦人为地在广义相对论方程中加入了一项“宇宙常数”（宇宙项），以平衡万有引力带来的收缩倾向。 早在发现哈勃定律7年前的1922年，一位俄国数学家和物理学家阿列克谢·弗里德曼根据广义相对论进行理论研究，指出过宇宙有可能在膨胀。弗里德曼得到的理论结论是，宇宙要么膨胀，要么收缩，是“动态的”。然而，爱因斯坦却坚决不同意弗里德曼的观点。直到哈勃发现哈勃定律之后，爱因斯坦不得不遗憾地承认，在方程中额外加入一个宇宙常数是他“一生中所犯的最大错误”。 完全依靠测量得出的哈勃定律 测量是天文学最基本的方法，现代宇宙论就开始于哈勃对星空的测量。测量星空可不是一件简单的事情。实际上，仰望夜空，可以看见无数的星体，但是除了几颗行星之外，其他星体过于遥远，人类在地球上就像井底之蛙，感觉上这些星体好像都处在同样的距离，分不出远近，就像都镶嵌在一个遥远的球面上。 事实上，人们看到的恒星与我们地球之间的距离并不相同，有远有近。后来，天文学家掌握了实际测量天体距离的方法，了解了一部分恒星的准确位置，这才真正知道了银河系的结构，进一步又发现了河外星系（银河系以外的其他星系）的存在。美国天文学家哈勃正是在测量河外星系时，发现了河外星系正在远离我们而去，而且越远的星系离我们而去的速度越快，这说明宇宙正在膨胀。他进而提出了所谓的哈勃定律，即离我们越远的星系，背离我们向远处运动的速度越快，退行的速度与它们的距离成正比。用公式表示就是v=H0D，其中v是星系远离我们的速度，D是星系离我们的距离，H0是比例常数（v/D），也就是我们常说的哈勃常数。这个常数的倒数的单位是时间，表征宇宙的年龄，可见这个常数的重要意义了。 哈勃定律表明现在的宇宙是膨胀的，如果按时间倒推的话，原初的宇宙就“退缩”到一个点，这就是大爆炸宇宙论的出发点。哈勃定律是现代宇宙论的基础，哈勃常数的精度也就决定了现代宇宙论的精确程度，对哈勃常数的测量也就成为现代宇宙论的核心问题之一。 “造父变星”提供了最早的“标准烛光” 由于天体离我们非常遥远，测量天体的距离是非常难的事情。好在聪明的科学家找到一些量天巨尺，能够测量出数亿光年远的星体。最常用的是标准烛光法。如果已知某个星体的真实亮度，因为亮度与距离的平方成反比，就可求出这个星体的距离。就像一支蜡烛离得越远看上去越暗一样。 1912年，美国的一位女天文学家勒维特就发现了一种这样的天体，这就是“造父变星”。造父变星的亮度一直在作周期性变化（称光变周期），周期从几小时到100天不等，但有一个规律，就是亮度变化周期越长，本身的真实亮度越大。于是，找到那些遥远星系中的造父变星，通过其光变周期计算得到它们的真实亮度，就可以根据其视亮度与距离的平方成反比的关系来求出那些遥远星系的距离。正是利用这种方法，哈勃于1924年利用口径2.5米的虎克望远镜观测“仙女座星云”里的造父变星，求得了仙女座星云的距离，令人意想不到的是，它远远超出当时人们认为的银河系的大小，由此发现了河外星系。 既然银河系外存在着同银河系相似的许多星系，美国天文学家斯莱弗就利用多普勒效应产生的光谱移动来研究这许多星系的运动情况。如果所有的星系都是完全没有规律地作随机运动的话，红移和蓝移应该是一样多的，也就是说朝向我们地球（银河系）运动的星系的数量和背离我们远去的星系的数量应该是差不多各占一半。结果却发现了一个有趣的事实，不知什么原因，背离我们远去的星系竟占到了压倒多数。 1929年，哈勃使用虎克望远镜继续对河外星系进行更多的光谱和距离观测，得到了更多的观测数据，在这种测量中获得了一项改变历史的重大发现，这就是，离我们越远的星系，背离我们向远处运动的速度越快。哈勃发现的这个事实，就是所谓的哈勃定律。当时由于测量精度不高，数据也不够多，而且误差也比较大，科学界对他的结果多持怀疑态度。但誓静筑勃后来又补充了大量观测数据，终于使人们不得不承认哈勃定律是一个客观事实。 利用“Ia型超新星”可做更精确测量 Ia型超新星是超新星中的一种，它是一颗具有恒星伴星白矮星，由于伴星的气体不断流入白矮星，其质量不断增加。当白矮星的质量增加到超过太阳质量的1.4倍时，它再也无法抗衡自身的引力而突然坍缩，于是便发生Ia型超新星爆发。由于这类超新星爆发时质量几乎一样，爆发的模式就会一样，其光变曲线也就几乎一样，也就是说，这类超新星的真实亮度是一样的，因而可以作为宇宙中理想的标准烛光。 通过Ia型超新星的测量，天文学家不但更精确地测定了宇宙膨胀速度，而且发现了宇宙正在加速膨胀的事实，这就引出了宇宙暗能量的猜测。本来宇宙在万有引力的作用下，膨胀速度应该是降低的，如果宇宙膨胀不降反升，必然有一种与万有引力抗衡的斥力发生作用。就像我们向上抛出一个小球，本来应该在引力作用下逐渐减速，但它却在加速上升，那就必然有一个向上推动它的力（比如火箭推动）。同样，只能假设宇宙中有某种未知的能量在推动宇宙膨胀，这就是暗能量的由来。 在早期，哈勃常数测量的精确度都很差，误差很大，哈勃最初给出的值是500，后来修正为260、75直到55，差别竟如此之大。以后人们用不同的方法测量哈勃常数，在此次公布的数据之前，最精确的数值是2009年5月7日美国宇航局发布的，他们根据对遥远星系Ia超新星的测量结果，哈勃常数被确定为74.2±3.6(km/s)/Mpc，不确定度缩小到5%以内。 对宇宙测量技术的提升，使天文学家不断发现新的“惊奇”，推动现代宇宙论不断充实和完善。随着测量精度的提高，现代宇宙学正逐渐变为精密科学。 |
宇宙膨胀速率是怎么测出的？
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- 美 2012-10-30+12 ＤＢ
- 【鬼屋欢迎你( ‵o′)】
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