【蔻享天文】哈勃眼中的奇妙宇宙（十二）：量天尺、暗能量与宇宙

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【作者建议：如果您没时间看完所有文字，可以先快速看完每张图。】

对于绝大多数对大自然存在好奇心的人来说，深邃的宇宙代表着终极的奥秘。宇宙的本质是什么？长期以来，人们以为天空/宇宙是永恒不变的舞台背景，满天繁星是舞台上的演员。

然而，从1908年到1929年，斯里弗 (Vesto Melvin Slipher) 、勒维特 (Henrietta Swan Leavitt) 、爱因斯坦 (Albert Einstein) 、弗里德曼 (Александр Фридман) 、勒梅特 (Georges Lemaître) 、埃德温·哈勃 (Edwin Hubble) 等伟大的科学家的一系列理论与观测工作揭示出一个惊人的结论：宇宙自身在膨胀。

在得到宇宙膨胀的结论的过程中，一种名为“造父变星”的恒星起到了至关重要的作用。造父变星的原型星是仙王座 (Cepheus) δ星的主星，在中国古代被称为“造父一”。1784年，古德利克 (John Goodricke) 发现了它的亮度存在周期性的变化。此后，性质与这颗恒星类似的恒星都被称为“Cepheid”，中文称之为“造父变星”。

1998年，又有两个国际合作小组证明：宇宙不仅在膨胀，还在宇宙诞生几十亿年后开始进入加速膨胀的阶段，至今还在加速膨胀。哈勃（望远镜）在这个重大发现中，起到了关键的作用。

近些年，哈勃对造父变星的观测又给出了一些新的挑战：根据造父变星的距离与红移得到的“哈勃常数”与根据其他方法得到的哈勃常数不同，这可能预示着当前流行的理论需要进一步被探讨甚至被修正。

造父变星、膨胀宇宙与哈勃常数

1908年，哈佛大学天文台的天文学家勒维特在研究了大、小麦哲伦云星系中的1777颗变星后发布了一篇相应的论文，并在1912年的论文中挑选出其中的25颗造父变星，发表了一篇相应的论文。

这篇仅3页的论文深刻地改变了此后至今一百多年的天文学、宇宙学与物理学的发展进程，可以被视为人类历史上最重要的几篇论文之一。

在这篇论文中，勒维特告诉人们：造父变星最亮/最暗时的亮度越大，其变化周期越大，二者取对数后存在一个简单的一次函数关系，在二维坐标图中构成一条直线段。后人先是长期将这个关系称为“周期-光度关系”，简称为“周光关系”。最近一些年来，为了纪念勒维特，又有人将这个关系同时称为“勒维特关系”。

图：勒维特在她1912年的论文中给出的小麦哲伦云星系中的25颗造父变星的最亮时（上方线）与最暗时的亮度（下方线）与亮度变化周期之间的关系。图中横坐标为时间取对数，比如0、1、2代表10的0、1、2次方，分别为1天、10天与100天。纵坐标表示观测到的亮度的对数，即星等。由图中可见，横轴与纵轴之间满足简单的一次函数关系（勒维特关系/周光关系）。

Credit: Leavitt, H. S.

http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1912HarCi.173....1L/0000003.000.html 

奇怪的知识：变星的周期。有一类变星的亮度会重复变化，就像月亮从满月变为新月，再变为满月。从某个亮度变化后又变回原来的亮度所用的时间，就是变星的光变周期。如果我们把月亮当作一颗变星，它的周期就大约是29.5天。

利用这个划时代关系，天文学家哈勃于1923年证实于仙女座星云其实是一个银河系之外的星系，哈勃的这一发现，证明宇宙远比银河系大，开辟了星系天文学。这颗造父变星因此也被称为“哈勃的造父变星”，被记为“V1”。

2011年5月，NASA与ESA公布了哈勃（望远镜）重新拍摄的造父变星V1所在的区域，取景范围比天文学家埃德温·哈勃当年的照片的取景范围小得多。

图：哈勃的第三代宽场照相机 (WFC3) 重新拍摄的改变人类对宇宙认知的造父变星的可见光图像，即右上角小图的圆圈内的明亮恒星。左图为R. Gendler用地面望远镜拍摄的仙女座星系，图中大方框就是哈勃当年拍摄的区域，对应着右下的黑白照片。

Illustration Credit: NASA, ESA and Z. Levay (STScI).

Credit: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

https://www.spacetelescope.org/images/opo1115d/ 

图：哈勃的WFC3重新拍摄的V1附近的区域的可见光图像。图中区域的边长约为1900光年，分布着数不清的恒星。

Credit: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

https://www.spacetelescope.org/images/ann1110a/ 

仙女座星系与地球的距离大约为250万光年。如果其中两颗星的距离是5光年，它们的角距离将只有0.4角秒，相当于在5千米之外看一枚直径1厘米的硬币张开的角。

图：哈勃的WFC3重新拍摄的造父变星V1的4张图像。这次拍摄在6个月时间内进行，以得到其变亮、变暗的完整变化。从左到右，4张小图中的造父变星分别拍摄于2010年12月17日、2010年12月21日、2010年12月30日、2011年1月26日。大图为地面望远镜拍摄的仙女星系，箭头所指的地方就是这颗造父变星所在的地方。

Credit: NASA, ESA and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)  

https://www.spacetelescope.org/images/opo1115a/ 

在拍摄了仙女座星系中的造父变星之后，埃德温·哈勃又拍摄了多个星系中的造父变星，从而确定出它们的距离。结合斯里弗测出的星系的退行速度，埃德温·哈勃发现：越远的星系，远离的速度越大，二者之间成正比。这个比例常数被称为“哈勃常数”。

奇怪的知识：哈勃常数。星系退行的速度与星系距离的比值被称为“哈勃常数”，它衡量了宇宙膨胀的速度。如果将哈勃常数取个倒数，就恰好约等于宇宙的年龄。

星系的退行速度比较容易测定，但星系中的造父变星的距离很难测准。因此，天文学家与宇宙学家都将确定星系内的造父变星的距离、进而确定哈勃常数作为一个非常重要的课题。

奇怪的知识：埃德温·哈勃的黑历史与斯里弗的悲剧。在埃德温·哈勃测出几十个星系的距离后，直接与斯里弗得到的二十多个星系的退行速度比较，就可以得到二者之间的比例关系。但埃德温·哈勃却又让助手赫马森重新测量了那些星系的退行速度，从而避开了斯里弗。而在论文中，埃德温·哈勃又没有给赫马森署名。只到晚年，埃德温·哈勃才写信给斯里弗，承认自己当年使用了斯里弗测出的数据，从而得到了那个重要的正比例关系。更离谱的是，因为斯里弗低调的性格，此后很多学者都误以为是埃德温·哈勃第一个发现了星系退行，而不知道第一个发现星系退行的人其实是斯里弗。

“哈勃空间望远镜关键计划”

虽然埃德温·哈勃早已在1923与1929年用望远镜测定出一些星系中的造父变星的距离，并据此得到两个伟大的发现——银河系外星系、宇宙膨胀，但他对这些造父变星的测量是整体偏小得多的。

奇怪的知识：哈勃用的“尺子”有问题。哈勃测仙女星系的造父变星时，不知道造父变星其实有两大类，这导致它计算出的仙女星系的距离比真实距离小得多。此后它测量其他星系的距离时，还是犯了一样的错误，并以仙女星系的距离为距离单位，所以得到的距离整体上缩小了同样的倍数。不过，因为埃德温·哈勃将所有距离都缩小了同样的比例，“星系距离与退行速度成正比”这个结论依然是对的，只是比例的数值不对，而这却足以让德西特、爱因斯坦、爱丁顿等人得到宇宙在膨胀的推论了——埃德温·哈勃本人反而不相信宇宙在膨胀。

这样偏小的距离，导致埃德温·哈勃得到的“速度与距离的比值”——哈勃常数偏大到正确值的大约7倍，达到500多，因此得到的宇宙年龄是正确值的大约7分之1。此后，经过巴德、桑德奇等人的努力，哈勃常数从500多降低到70左右，但依然存在较大的不确定性，不同的方法得到的哈勃常数在50到100之间。

奇怪的知识：哈勃常数的含义。哈勃定律告诉我们：星系退行的速度与它的距离成正比，越远的地方，星系退行地越快。二者的比例常数就是哈勃常数。如果我们说哈勃常数是70，意义就是：如果不考虑星系间的引力作用引起的干扰，距离我们326万光年的地方，星系以70千米每秒的速度远离我们。由于速度与距离成正比，距离3260万光年的地方，星系以700千米每秒的速度远离我们。哈勃定律是一个近似的定律，实际上距离与速度的关系依赖于宇宙中各种能量与物质的成分比例。但对于几亿光年以内的距离，这个定律是相当精确的。

为确定哈勃常数的精确值，天文学家在哈勃（望远镜）升空之前，就计划测量一些星系中的造父变星，这就是“哈勃空间望远镜关键计划”。

哈勃升空之后，由于主镜面磨制出错，在1993年底进行了第一次大修。但在这次大修之前，带病工作的哈勃还是执行了“哈勃空间望远镜关键计划”。M81是这个计划的第一个目标。

哈勃观测了M81中两片区域，发现了其中的32颗造父变星，而此前地面望远镜多年来只确定出M81中的2颗造父变星。哈勃在长达14个月的时间跨度内多次测量这些造父变星的亮度，从而得到它们的亮度演化规律。

图：哈勃的宽场与行星照相机 (WFPC) 在M81中观测到的一部分造父变星的可见光与近红外合成图（图中互相垂直的白色短线对准的点）。根据哈勃的观测结果，天文学家确定出M81与地球的精确距离为1100万光年，误差为100万光年。

Credit: NASA/ESA, STScI

https://esahubble.org/images/opo9331a/ 

根据哈勃的测量结果，天文学家首次确定出M81星系的精确距离为1100万光年，误差大约为100万光年。作为对比，此前估计的M81距离的范围在450万到1800万光年之间，误差范围很大。

结合M81的退行速度，天文学家确定出哈勃常数的精确值大约为70。尽管还有一定的误差，但比此前得到的误差小得多。此后进行的“关键计划”测量了更多星系中的造父变星的亮度演化规律，进一步提升了哈勃常数的精确度。

Ia型超新星、加速膨胀的宇宙与暗能量

从1929年开始，科学家大多相信宇宙在膨胀。在一些具体的问题被解决后、特别是1964年微波背景辐射被发现之后，作为宇宙膨胀的推论的“宇宙大爆炸”理论成为主流。

此后，天文学家感兴趣的一个重要问题是：宇宙是怎样膨胀的？是匀速膨胀还是减速膨胀？大多数人认为，由于物质的吸引力作用，宇宙的膨胀是减速的。这就像你往天空中扔一个篮球，篮球会在地球引力的作用下减速并最终落到地上。

为了验证这个想法并测量出宇宙减速膨胀的程度，Riess与Schmidt领衔的“高红移超新星搜寻小组”与Perlmutter领衔的“超新星宇宙学计划”小组决定利用Ia型超新星来测量远处宇宙的距离。这两个小组互相竞争。

Ia型超新星是白矮星爆炸后形成的，最亮时的亮度虽然有差异，但经过一些修正之后，可以将其标准化，使其成为“标准烛光”。这两个小组使用地面上的一些大型望远镜搜寻Ia型超新星，但因为缺乏更远的Ia型超新星的数据，结果充满不确定性。

图：测量宇宙距离的三种方法：三角视差法、造父变星 (Cepheid) 法与Ia型超新星法。视差法的基本策略是：在不同地方观测同一个物体，得到视线的差异与夹角，再根据两次不同的测量地点的距离，计算出距离。图中只显示了两次测量，事实上，这种方法需要多次测定，才可以得到可靠的距离数值。对于更远的距离，用造父变星测距，再远的就用Ia型超新星来测距。图中虚线小圆表示这个方法以前能够测出的距离极限，虚线大圆表示这个方法后来能够测出的距离的极限。

Credit: NASA, ESA, A. Feild (STScI), and A. Riess (STScI/JHU)

https://esahubble.org/images/opo1812a/ 

奇怪的知识：天文学家测量宇宙不同距离的主流工具。对于比较近的地方，可以直接用“三角视差法”测量距离。对于更远的距离，使用造父变星来测距。造父变星测距的极限大约是1亿到几亿光年，比这个距离更远的使用Ia型超新星。这些距离阶梯存在重叠交叉：为了精确使用造父变星，需要使用三角视差法测量出足够近的造父变星；为了精确使用Ia型超新星，必须利用造父变星测量出足够近的Ia型超新星的距离。

为了探测更远处的Ia型超新星，两个小组的负责人都向空间望远镜研究所当时的所长罗伯特·申请哈勃望远镜的所长指定时间，用以观测更远处的超新星。此前威廉姆斯已经使用所长指定时间执行了著名的哈勃深场观测（见第十章）。这次，他批准了两个小组的申请。

1998年，这两个小组结合自己用哈勃观测到的高红移超新星的数据，得到一个惊人的结论：宇宙在加速膨胀，而非减速膨胀。这就如你往空中扔的篮球没有一直减速，反而在从某个阶段开始突然加速飞向太空。这个结果首先震惊了这两个小组，公布之后，立即震惊了世界。

这个结果意味着，宇宙中确实存在一种巨大的排斥力，它推动宇宙加速膨胀。这种排斥力被称为“暗能量”。

奇怪的知识：至今为止，天文学家与物理学家都无法确定暗能量的本质，只知道暗能量起到排斥力作用。人们提出各种各样的暗能量模型。其中一种暗能量模型认为暗能量在宇宙中的密度始终不变。

2011年，Perlmutter, Riess与Schmidt分享了那一年的诺贝尔物理学奖。

根据后来的多个研究，宇宙中的大部分成分是暗能量，占据了大约68%；其次是暗物质，占据了大约27%，剩下的5%才是我们熟悉的普通物质。哈勃对高红移（远距离）超新星的测量，为人们得到这个重要结论起到了至关重要的作用。

奇怪的知识：在宇宙早期，宇宙内物质的总密度很大，物质的引力阻碍宇宙膨胀，暗能量的排斥作用相对弱，宇宙减速膨胀。随着宇宙膨胀，宇宙中物质的总密度降低，而暗能量密度不变，暗能量的排斥作用渐渐就能够与物质的吸引作用相互抗衡。经过大约40亿年，暗能量占据了上风，宇宙在暗能量作用下，加速膨胀，直到现在还在加速膨胀。

此后哈勃发现的一些遥远的Ia型超新星

在得到宇宙加速膨胀的证据后，天文学家继续利用哈勃搜寻更远的Ia型超新星，确定更远处的宇宙的哈勃常数，进一步提升统计数据的可靠性。

图：哈勃在当年的“哈勃深场”发现了一颗非常遥远的超新星。1995年，哈勃得到了驰名世界的哈勃深场图。1997年，哈勃观测这片天区时，发现了一颗超新星，它被命名为SN 1997ff。这颗超新星的红移是1.7,这意味着它是在99亿年前爆发的，现在距离地球156亿光年，当时的宇宙还处于减速膨胀状态。

Credit: NASA/ESA, Adam Riess (Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD)

https://esahubble.org/images/opo0109a/ 

图：左为由哈勃的WFPC2于1995年得到的数据合成的哈勃南深场图像。右为叠加了2002年ACS得到的数据之后的图像，从中可以看到，里面多出了一颗超新星，见右图中的红点。这颗超新星的编号为SN 2002dd，它的红移是0.95，于76亿年前爆发，现在距离地球105亿光年，当时的宇宙还在减速膨胀。ACS拍摄的是这颗超新星的红外线图像，图中用红色表示。

Credit: NASA/ESA, J. Blakeslee (JHU) and Z. Levay (STScI)

https://esahubble.org/images/opo0312a/ 

下图是哈勃发现的遥远的超新星中的39个的合集。

图：哈勃观测的39个遥远的超新星。其中22个以“HST”开头的超新星是哈勃发现的。

Credit: NASA, ESA, and A. Riess (STScI)

https://www.spacetelescope.org/images/opo0652e/ 

GOODS团队在使用哈勃扫描指定天区时，也于2002年到2005年之间发现了超过60个超新星，其中大部分被确认为Ia型超新星。下面为GOODS团队发现的超新星的一部分。

图：GOODS巡天期间，哈勃于2002年与2003年拍摄到的一些超新星。

Credit: NASA, ESA, and the GOODS Team

https://esahubble.org/images/opo0620j/ 

图：哈勃的ACS与WFC3在执行CANDELS特深场 (CANDELS Ultra Deep Survey) 项目时发现的一颗非常遥远的Ia型超新星，它于2010年12月被发现，并被命名为SN UDS10Wil，外号为“威尔逊超新星 (SN Wilson) ”。它的红移高达1.914，是103亿年前爆发的，现在距离地球大约168亿光年。图像为可见光与近红外线合成图。上图方框中圈出了这颗超新星的所在的星系。左下图为这颗超新星所在的星系，左中图是超新星与所在的星系，右下图为扣除所在的星系的亮度之后得到的超新星的图像。

Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI and JHU), and D. Jones and S. Rodney (JHU)

https://esahubble.org/images/heic1306a/ 

造父变星的新时代

在宇宙学中，哈勃常数是一个极端重要的数字，因为它的数值大小反映了宇宙膨胀率。早在2001年，“哈勃太空望远镜关键计划”通过测量造父变星的距离，得到哈勃常数的值为72，误差范围为8，误差率为11%，这个误差达到了此前预期的精确度。

最近一些年，Riess带领的团队为代表的天文学家致力于观测一亿多光年以内的一些星系。这些星系的特殊之处在于：它们既包含众多造父变星，又爆发过Ia型超新星。

测定这些星系中的造父变星的精确距离，不仅可以据此得到哈勃常数的精确值，还可以确定出星系中的Ia型超新星的精确距离，从而校正Ia型超新星作为距离标尺的精确度，获得更远宇宙的星系的精确距离，确定遥远宇宙膨胀的更多重要性质。

下面我们来看看Riess带领的团队利用哈勃观测到的一些富含造父变星的星系的图像，并了解与这些图像有关的成果。

百分之3的误差：NGC 3021, NGC 4038/NGC 4039与NGC 5584

2011年，Riess领衔的团队公布，根据它们对银河系造父变星距离的重新研究以及测出的星系NGC 3021, NGC 4038/ NGC 4039, NGC 5584等9个星系中的造父变星的距离，他们确定出的哈勃常数的新数值为73.8，误差范围为2.4，误差率为3.25%。这9个星系中，有8个星系曾经被观测到Ia型超新星爆发现象。

下图为由Riess等人用哈勃的WFC3与NICMOS拍摄的NGC 3021的数据合成的图像。NGC 3021位于狮子座，距离地球约1亿光年。1995年，天文学家曾经在这个星系中发现了一颗Ia型超新星SN 1995al。Riess等人在这个星系中发现众多造父变星，即图中绿色圆圈所圈定的恒星。

图：由哈勃的ACS与NICMOS拍摄的旋涡星系NGC 3021与其中的造父变星的可见光与近红外线合成的图像。方框中的区域为哈勃上面的NICMOS所拍摄。

Credit: NASA, ESA and A. Riess (STScI/JHU)

https://esahubble.org/images/opo0908a/ 

下图为Riess等人在著名的并合星系NGC 4038/NGC 4039中发现的众多造父变星。与NGC 4038/NGC 4039的更多细节见第七章。2007年，天文学家在这个星系内发现一颗Ia型超新星SN 2007sr。

图：由哈勃的ACS拍摄的并合星系NGC 4038/NGC 4039与其中的造父变星的可见光与近红外线合成的图像。图中红色、蓝色与绿色圈出的分别是变化周期大于60天、变化周期在30天到60天之间、变化周期为10天到30天之间的造父变星。

Credit: Riess et al.

https://imgsrc.hubblesite.org/hvi/uploads/science_paper/file_attachment/57/pdf.pdf 

下图为哈勃拍摄的旋涡星系NGC 5584的图像。NGC 5584位于室女座，距离地球7200万光年。这个星系是天文学家用以研究宇宙膨胀模式的8个星系之一，天文学家从中发现了250个造父变星，在另外7个星系共发现了超过350个造父变星。

图：于2011年被公布的旋涡星系NGC 5584的可见光与近红外线合成图像，由哈勃WFC3于2010年1月到4月拍摄的多张照片叠加而成，总曝光时间达到20.8小时。哈勃可以分辨出其中的几千颗恒星，其中有一些是造父变星。

Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU), L. Macri (Texas A & M University), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

https://esahubble.org/images/potw1112a/ 

天文学家还在这个星系中发现了Ia型超新星SN 2007af，这就使得天文学家可以通过这个星系里的造父变星来测量这个星系中的Ia型超新星的距离，为校正Ia型超新星的距离测量精确度做出重要贡献。

图：Riess团队在NGC 5584中发现的一些造父变星。图中红色、蓝色与绿色圈出的分别是变化周期大于60天、变化周期在30天到60天之间、变化周期为10天到30天之间的造父变星。图中黄色圈为Ia型超新星SN 2007af所在的位置，它于2007年被发现，在这张图被拍摄时，已经暗淡到无法被看到。

Credit: Riess et al.

https://imgsrc.hubblesite.org/hvi/uploads/science_paper/file_attachment/57/pdf.pdf 

百分之2.45的误差：NGC 1015、NGC 3972与UGC 9391

2016年，Riess领衔的团队公布了关于哈勃常数的新结果。这个结果以他们对M101, NGC 1015, NGC 3972, NGC 4258, UGC 9391等19个星系的造父变星的观测与分析为基础，这19个星系在被观测之前都爆发过Ia型超新星。

此外，Riess领衔的团队还分析了银河系、仙女座星系 (M31) 、大麦哲伦云星系内的造父变星的性质。

根据这些测量与分析，Riess等人确定出哈勃常数的值为73.02，误差范围为1.79。这意味着误差率已经缩小到2.45%。

下图为Riess等人用哈勃的WFC3拍摄的NGC 1015的图像。NGC 1015位于鲸鱼座，距离地球约1.2亿光年。2009年，天文学家在这个星系中发现了一颗Ia型超新星SN 2009ig。2013年，Riess等人用哈勃拍摄了NGC 1015的这张图，从中发现众多造父变星。

图：哈勃的WFC3于2013年拍摄的棒旋星系NGC 1015的可见光与近红外线合成图像。这个星系中曾经爆发过Ia型超新星SN 2009ig。

Credit: ESA/Hubble & NASA, A. Riess (STScl/JHU)

https://esahubble.org/images/potw1811a/ 

图：NGC 1015中的造父变星的位置（图中黄色圆圈内）。白色十字标记处为Ia型超新星SN 2009ig爆发过的地方。

Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU)

https://esahubble.org/images/opo1812b/ 

下图为Riess等人用哈勃的WFC3拍摄的NGC 3972的图像。NGC 3972位于大熊座，距离地球约6500万光年。2011年，天文学家在这个星系中发现了一颗Ia型超新星SN 2011by。2015年，天文学家用哈勃拍摄了NGC 3972的这张图，从中发现众多造父变星。

图：哈勃的WFC3于2015年拍摄的旋涡星系NGC 3972的可见光与近红外线合成图像。这个星系中曾经爆发过Ia型超新星SN 2011by。

Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU)

https://esahubble.org/images/potw1810a/ 

图：NGC 3972中的造父变星的位置（图中黄色圆圈内）。白色十字标记处为Ia型超新星SN 2011by爆发过的地方。

Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU)

https://esahubble.org/images/opo1812b/ 

下图为哈勃的WFC3拍摄的UGC 9391的图像。UGC 9391是一个棒旋星系，位于天龙座方向，与地球的距离约为1.3亿光年。

图：由哈勃的WFC3拍摄的UGC 9391的可见光与近红外数据合成的图像。

Credit: NASA, ESA, and L. Frattare (STScI)

https://esahubble.org/images/heic1611c/ 

图：UGC 9391中的造父变星（红色圈中），蓝绿色十字中心是Ia型超新星SN 2003du所在的位置。

Credit: NASA, ESA, and A. Riess (STScI/JHU)

https://esahubble.org/images/heic1611b/ 

百分之1.9的误差：大麦哲伦云星系

2019年，波兰科学院哥白尼天文中心的Grzegorz Pietrzynski与同事宣布了一个新结果，他们研究了大麦哲伦云星系中的20对特殊的双星系统——从地球上看过去，这些双星中的每颗恒星会周期性地遮挡伴星发出的光。根据这些研究，他们测出了大麦哲伦云星系的最精确距离——16.174万光年。

在此基础上，Riess等人分析了大麦哲伦云星系内的70颗造父变星，从而计算出哈勃常数为74.03，误差范围为1.42，误差率小到1.9%。

图：Riess等人画出的大麦哲伦云星系内的70颗造父变星的在5个波段上的星等（亮度的对数）与变化周期的对数之间的一次函数关系（勒维特关系/周光关系）的图，点表示观测点，先表示最佳拟合线。

Credit: Riess et al. 2019, ApJ, 876, 85

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...876...85R/abstract 

走向百分之1的误差：NGC 2525

美丽的棒旋星系NGC 2525位于船尾座，与地球的距离约为7000万光年。2018年1月，天文学家Koichi Itagaki观测到这个星系爆发的一颗Ia型超新星，SN 2018gv。

作为确定哈勃常数的项目的一部分，Riess与合作者于同年2月开始使用哈勃的WFC3观测这个星系与其中爆发的这颗超新星，后者当时比这个星系里最亮的恒星更亮得多。这个拍摄过程断续持续了一年，直到2019年2月才结束。

根据哈勃多次拍摄的图像，Riess与合作者最终合成了下面这张壮美的图像。图中的超新星还清晰可见。

图：2020年10月1日被公布的由哈勃的WFC3的多次长时间曝光后叠加合成的NGC 2525及其中的超新星的可见光与近红外线图像。图中左侧偏下的蓝白色亮点为超新星SN 2018gv，它发出的光芒超过了这个星系内的任何恒星。

Credit: ESA/Hubble & NASA, A. Riess and the SH0ES team

https://esahubble.org/images/heic2018b/ 

此前Riess的小组已经将哈勃常数的误差降低到1.9%，通过这次对NGC 2525的研究，他们有望将误差降低到1%。

哈勃冲突 (Hubble tension) ：哈勃常数的新难题

Riess等人对造父变星距离的持续的精确测量，一步步提高了这种“量天尺”的精确度。与此同时，一个新的问题浮现了：不同方法得到的哈勃常数不一样，它们彼此之间无法兼容。这就是这几年成为热门的“哈勃冲突 (Hubble tension) ”。

上面说过，Riess等人对造父变星的观测，已经将哈勃常数限定在74.03，误差率仅为1.9%。此外，Riess带领的团队对Ia型超新星距离的研究，得到哈勃常数值为73.24，误差率仅为2.4%。因此，由造父变星与Ia型超新星得到的哈勃常数彼此之间是吻合的。

另一方面，根据微波背景辐射 (CMB) 得到的哈勃常数却有些不同。从2003年开始，威尔金森CMB各向异性探测器 (WMAP) 每年公布的哈勃常数的数值——图中用W表示——的精确度也在不断提高，到第9次公布 (W9) 时就开始与哈勃观测得到的数值轻微不兼容；此后，普朗克卫星得到的数值 (P13, P15, P18) 的数值开始与哈勃得到的数值分道扬镳：2018年，CMB探测器普朗克卫星给出的哈勃常数的值是67.66，误差范围为0.42。

图：“哈勃冲突” (Hubble-tension) ：。随着精确度的不断提高，两种主流方法得到的哈勃常数的值开始无法兼容，且无法调和。图中，KP代表哈勃关键计划，它的误差约为11%；此后，继承KP方法、用哈勃观测造父变星从而得到的哈勃常数的误差范围不断缩小。另一方面，WMAP与普朗克卫星得到的哈勃常数的数值逐渐与造父变星得到的数值无法兼容。重子声波振荡（BAO）得到的值与普朗克得到的吻合，与哈勃得到的不吻合。图中绿色表示根据双中子星并合后产生的引力波的测定出的哈勃常数，现在误差较大，将来测出15个这样的事件后，就可以将误差大大减小。

https://www.researchgate.net/figure/The-Hubble-tension-adapted-from-Beaton-et-al-2016-Freedman-2017-including-the_fig6_329836950 

因此，即使将误差考虑进去，根据造父变星与Ia型超新星得到的哈勃常数与根据CMB得到的哈勃常数也不符合，一个是71以上，一个是69以下。根据造父变星推断出的宇宙膨胀速度比根据CMB得到的宇宙膨胀速度大9%。

根据标准的宇宙学模型，不同方法得到的哈勃常数应该相等。但观测却否定了这个推论。

奇怪的知识：Riess认为，CMB在宇宙年龄仅为38万时产生，根据它得到的哈勃常数，就像一个婴儿的照片。而人们观测的Ia型超新星是宇宙年龄为几十亿年以上爆发的，观测到的造父变星存在于宇宙年龄为130多亿年时，根据它们得到的哈勃常数就像成年人的照片。因此二者存在不同。

“哈勃冲突”意味着哈勃常数可能会演化，但它也可能是由宇宙学模型与具体的算法之间的差异引起。对这个冲突的深入研究，将让人类更深刻、更精确认识宇宙。

编辑：王茹茹

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文章作者王善钦，2018年于南京大学获得天文学博士学位，2016年至2018年访问加州大学伯克利分校天文系。主要研究超新星、千新星等爆发现象，至今为止在ApJ, MNRAS上发表22篇科研论文。业余也研究天文学史与物理学史。

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