哈勃常数是怎么计算出来的呢？

我们先来了解一下哈勃计算哈勃常数的最原始方法。哈勃用来计算星系到地球距离的方法可以称为“造父变星法”。

01 你的星光就是尺

有一类特殊的恒星，被天文学家们称为造父变星。“造父”这个词可能让你费解，其实这纯粹是中文翻译的问题，这是因为有一颗中文名叫“造父一”的恒星是一颗典型的这类恒星，所以，中文翻译过来就把这类恒星称为造父变星了，这个术语的重点在“变星”的“变”字上，这是因为这类恒星的亮度会发生周期性的变化，随着时间的推移，会忽明忽暗的。

造父一所在位置（红色圈出部分）

天文学家们发现，造父变星的光变周期与它的真实亮度之间存在着固定的关系，有了这个规律，我们就可以测出造父变星到地球的距离是多少了。夜空中的一颗恒星，我们在地球上看到的亮度受两个因素影响，一个是它本身的真实亮度，另一个就是它到我们的距离，亮度和距离的关系是简单的平方反比关系。所以，假如我们推算出一颗恒星的真实亮度是多少，那么我们只要根据它被我们看到的亮度大小就可以计算出它离我们有多远了。

造父变星 V1 的光变曲线，每 31.4 天完成一次脉动周期

哈勃就是通过在遥远的星系中寻找造父变星的方法来测定星系到地球的距离，这是测量哈勃常数最关键的两个参数之一。另外一个参数当然就是星系的退行速度，退行速度的测量方法从哈勃时代到今天基本没变过，就是用光谱红移的大小来确定的，这个话题我们今天不谈。

船尾座 RS ，银河系中已知最明亮的造父变星之一

但是，造父变星法存在几个显而易见的缺点：

01：要在遥远的星系中分辨出恒星非常不容易，哪怕用当时世界上最大的天文望远镜，超出一定距离的星系，也不可能再找到里面的造父变星了。

02：恒星本身的亮度相对于遥远的距离来说，是非常非常暗的，对这么暗的恒星还要再测定它的明暗变化，误差必然是很大的。

03：星系距离我们越远，受到星际尘埃的影响的概率也就越大，但星际尘埃是看不见的，我们根本不知道这颗恒星与我们之间有多少星际尘埃，这样就会导致距离越遥远，误差的概率也就越大。

02 “薅羊毛的小偷”

所以，哈勃测出来的哈勃常数，也就是 50，其实是非常不准确的。随着宇宙学理论的不断深化，以及天文观测技术的不断提高，天文学家们又找到了两种新的测量哈勃常数的方法。

先说第一种比较好理解的方法，就是：超新星测距法。用超新星来取代造父变星测距。这个方法的出现仰赖理论物理学家的贡献，它们发现，有一种特殊的超新星，它们爆发的时候，亮度总是恒定的。这种超新星被称为 Ⅰa 型超新星，也被戏称为薅羊毛的小偷。

G299 Ia 型超新星遗迹

什么意思呢？就是说宇宙中有很多成双成对的恒星，它们被称为双星，但双星并不是双胞胎，可不意味着这两颗恒星的大小和寿命是一样的，相反，它们往往差别很大。这些双星中的一颗燃烧完后会变成一颗白矮星，而另一颗还是正常的恒星。

这时候，有趣的事情就发生了，白矮星会不断地把边上这颗恒星的物质给吸引过来，这就是所谓的薅领居的羊毛。白矮星在吸收领居恒星的物质的同时，质量就会不断地增大，当它的质量增大到太阳质量的 1.4 倍时，它就会砰的一下发生超新星爆发。

Ia 型超新星的发展过程

这种超新星有一个显著的特点，就是它爆发的时候，质量都是 1.4 倍个太阳质量，那么它爆发时的真实亮度就是恒定的。这种超新星就被称为 Ⅰa 型超新星。你发现没，它和造父变星的共同特点就是，人类有办法通过理论计算出它的真实亮度，所以，我们只要测量一下它被我们看到的亮度是多少，就能通过平方反比关系计算出它到我们的距离。

Ia 型 SN 2018gv 的光变曲线

超新星相较于造父变星，那优势就明显多了。最关键的就是超新星的亮度极高，比普通恒星的亮度高好几个数量级，一颗超新星的亮度甚至能达到整个星系的亮度。这样一来，让天文学家的观测距离一下子扩展到了 100 多亿光年之外，因为亮度足够高，因此，受到星际尘埃的干扰也相对小得多，观测精度也大大提升。所以，一直到今天，我们测量遥远星系的距离，依然采用超新星测距法。

03 解方程的宇宙学家们

再说另外一种不是特别好理解的测量哈勃常数的方法，叫做：CMB 测量法。

CMB 就是宇宙微波背景辐射的简称。估计你们很多人对这个名词并不陌生，如果看过科幻小说三体，会对宇宙微波背景辐射有印象。我简单解释一下，在宇宙大爆炸之后的 38 万年，宇宙中的温度降到约 3000 K，质子和电子结合形成中性氢，宇宙变得透明，光子可以自由传播。这些光子今天到达我们时的温度已经降到了约 2.725 K，波长落在微波范围，这就是我们今天观测到的宇宙微波背景辐射。

宇宙微波背景温度波动图

宇宙微波背景辐射本质上是宇宙在早期非常均匀的光，但它上面存在着微小的温度波动（约百万分之一的差异），这些波动反映了当时宇宙中的物质和能量密度波动。科学家通过观测这些波动，就能够推导出哈勃常数的数值。

你可能不免有些好奇，怎么观察温度的涨落分布，就能推导出哈勃常数呢？这听上去有点神奇。这个方法确实很神奇，也很复杂，我尽量用通俗的方式给你讲解一下它的原理。

有一位苏联著名的物理学家、宇宙学家叫亚历山大·弗里德曼，他在研究爱因斯坦广义相对论的过程中，发现了爱因斯坦场方程的一个重要解。于是，他据此就弄出了一个描述宇宙膨胀演化的弗里德曼方程，但是刚弄出来的时候，其实并没有几个人信，甚至连爱因斯坦本人都不信宇宙正在膨胀。不过，是金子总会发光，随着时间的推移，尤其是哈勃发现了宇宙膨胀的确凿证据后，学界才开始意识到弗里德曼方程的重要性。

弗里德曼方程

于是，又经过很多理论物理学家的不断完善，最后，到了差不多上世纪末，科学界就有了一个被广泛接受的标准宇宙模型，这个模型被称为 ΛCDM 模型，这里的希腊字母 Λ 表示暗能量，CDM 就是冷暗物质的英文首字母缩写，如果强行翻译成中文的话，就是：暗能量及冷暗物质模型。

Λ CDM 模型

这个模型可以用一个数学方程式来表达：

至于暗能量、冷暗物质是什么，能不能看懂这个方程式，其实都不要紧，你只需要知道，在这个方程中有哈勃常数就够了。

那么，我们只要测出了这个方程中的其他数值，就能通过解方程计算出哈勃常数的值，对吧。好了，那我现在就告诉你，测量宇宙微波背景辐射的温度涨落，就相当于是在测量这个方程中的其他数值，最终就能解出哈勃常数的值来。

不过，请你一定要记住，CMB 测量法是基于标准宇宙模型是正确的前提下才能测量出哈勃常数，不过呢，因为这个标准宇宙模型非常成功，由它计算出来的宇宙性质，基本上都被观测所证实了，并且这个模型本身也是和广义相对论是完全自洽的，所以，它就像量子力学中的标准粒子模型一样，是被今天的科学界广泛接受的理论。

接下去，有意思的事情就来了。

04 又一未解之谜诞生了

天文学家们就用这两种不同的方法，即超新星测距法和 CMB 测量法来测量哈勃常数。结果，天文学家们发现，用超新星测距法测出来的哈勃常数是 70 多，而用 CMB 测量法测出来的是 60 多，两者的结果存在大约 9% 的差异。

刚开始，科学家们都为此不以为意，因为这两种测量方法截然不同，各自有各自产生误差的原因，9% 的差异显得也不是很大，人们都觉得，这就是正常的误差，没什么好大惊小怪的。

但是，进入 21 世纪之后，事情开始变得越来越诡异了。

首先，2009 年，欧洲空间局发射了普朗克卫星，它其实是一架太空巡天望远镜，专门用来观测宇宙微波背景辐射的。它开始服役后，基本上就是每 2、3 年发布一次测量数据，随着数据的积累，它的测量精度也越来越高，它测出来的哈勃常数的数值是 67 左右，换算成宇宙的年龄就是 138 亿年左右。我们今天熟知的宇宙年龄 138 亿岁就是依据普朗克卫星的测量数据。

普朗克卫星

不过，另外还有许多天文学家，他们也在孜孜不倦地用超新星测距法来测量哈勃常数。但是，用这种方法测量出来的哈勃常数却总是在 70 多。换句话说，这两种测量方法各自都在不断完善并提高精度，但令人意外的是，技术越完善，误差反而越顽固。

尤其是到了 2016 年，由诺贝尔奖获得者亚当·里斯领导的团队发布了迄今为止最精确的测量结果，他们测出的哈勃常数是 73，换算成宇宙年龄就是大约 125 亿年，和普朗克卫星用 CMB 测量法测出的宇宙年龄差了 10 多亿年。

它们两个要么有一个错了，要么都错了，总之不可能同时正确。

亚当·里斯

这个结果一公布后，尽管宇宙学家们并不感到非常意外，但也着实高兴了一场，很多人都开香槟庆祝。

听到这里你可能会感到有些意外，这难道不是个坏消息吗？你说这帮宇宙学家知道自己总有一个是错的，那么开心干嘛。因为，这意味着宇宙学家又有活儿可以干了，他们在短期内不会失业了。

这个结果说明，我们当今宇宙学中又一个未解之谜正式诞生了，那就是宇宙年龄之谜。过去我们一说到宇宙年龄，小朋友也能脱口而出 138 亿岁。如果答案就这么板上钉钉了，那也就意味着这个领域的研究已经差不多到头了，在小数点后面去多追求几位已经意思不大了。

但现在好了，这个答案突然变得扑朔迷离了，宇宙学家们突然又来到了一扇巨大的未知之门的面前，大家又要开始合力去推开这扇门，我们这些科学爱好者们又有了新的期待。科学的每一次重大突破，其实都源自于类似这样的意外。不管是相对论，还是量子力学，都是因为出现了乌云，科学才得以跨越式的发展。

现在，宇宙学的头顶也出现了一朵乌云，那就是哈勃常数之谜，它已经成为当今宇宙学中最重要的未解之谜之一。

我们这些吃瓜群众又有热闹可以看了。其实，科学家们开心，我们这些科普作家也很开心啊，我们希望宇宙中的未解之谜越多越好，这样我们才有更多的题材可以写，你们才愿意听我们这些科普人来讲故事。