宇宙的年齡有多大?新的哈勃常數給出更精確數值

聽起來很玄乎也不太好懂的哈勃常數，卻是描述宇宙年齡和宇宙未來命運的關鍵。

最近，美國芝加哥大學的天文學家溫迪·弗裡德曼（Wendy L. Freedman）領導的國際化研究團隊創造性地給出了一種測量哈勃常數的新方法——使用紅巨星作為「標準燭光」，得出了新的哈勃常數69.8km/s/Mpc，其值介於之前測得的兩個舊哈勃常數之間，可能更精確了。這對人類更好地理解宇宙的過去和將來都有重大意義。

哈勃常數是什麼？

宇宙是在膨脹的，這差不多已經成為眾所周知的常識。宇宙的膨脹速度並不是均勻不變的，宇宙這個老司機仿佛是在山路上開車，它的行程有上坡階段與下坡階段，所以其膨脹的加速度是變化的——宇宙一開始是減速膨脹的，大約在距今50億年前，宇宙開始了加速膨脹。

描述宇宙膨脹速度快慢的參數，被稱為哈勃參數。這個參數不是一個常數，它是一個關於時間的函數H（t）。哈勃參數在t=0的取值就是哈勃常數H（0）。t=0就是現在這個時刻，也是人類出現的時刻（相對於宇宙壽命來說，人類的歷史只是一個瞬間）。

哈勃常數一開始由美國天文學家哈勃引進。1929年，哈勃成為第一個發現宇宙膨脹的人，他通過天文觀測發現河外星系都在遠離銀河系，從而證實了宇宙膨脹。幾十年後，美國航天局發射了哈勃太空望遠鏡來進一步觀測宇宙的膨脹。

（哈勃，圖片來源：百度百科）

哈勃在當時有一個驚人的發現，大多數星系都在遠離銀河系，而且距離銀河系越遠的星系，其離開銀河系的後退速度也越快。這些星系遠離銀河系的速度和星系與銀河系的距離之比值大致恆定，這一比值被稱為哈勃常數。

因為哈勃當時觀測的是銀河系附近的星系，所以可以認為他的觀測沒有涉及到宇宙深空（相當於沒有涉及遙遠的過去），因此其測量出來的哈勃參數就是哈勃常數。

兩個舊哈勃常數「打架」

哈勃常數刻畫的是現在宇宙的膨脹，因此它非常重要。於是，精確測定哈勃常數就成了一個很重要的物理問題——就好像精確測定光速或者普朗克常數一樣，精確測量這個常數可以把物理學做得更完美。但是，對哈勃常數的測量還沒有像對光速與普朗克常數的測量能做得那麼準。而且，頗為尷尬的是，科學家居然測出了兩個哈勃常數，而且相互之間差距在10%左右。10%的不確定性對一個物理學常數來說，真的有點太大了。

要測量哈勃常數，我們需要先了解這個物理量的量綱（單位）。哈勃常數的單位是（km/s）/Mpc。在這裡km/s（千米每秒）是速度單位，刻畫星系退行（即遠離銀河系的）速度；而Mpc（百萬秒差距）是長度單位，刻畫的是退行星系距離銀河系的距離，1秒差距等於31萬億千米，一百萬秒差距大約是326萬光年。

（ 宇宙測距概念圖，圖片來源：NASA/JPL-Caltech）

第一個老的哈勃常數是由約翰霍普金斯大學諾貝爾獎獲得者、亞當·裡斯領導的研究組通過IA型超新星（一種由雙星系統形成的超新星）與造父變星（一種光度和脈動周期直接關聯的變星）測出來的，數值是（74km/s）/Mpc。

IA型超新星亮度非常固定，而造父變星的亮度是周期性變化的，這些規律的存在使得它們可以成為宇宙中的「標準光源」——就好像大海中的燈塔一樣，可以定出燈塔到船隻的距離。而再根據測量到的IA型超新星與造父變星的光譜的紅移，即可以定出它們的退行速度。這樣就可以算出哈勃常數了。

第二個老的哈勃常數是由測量宇宙微波背景輻射的普朗克衛星測算出來的，數值是67.8km/s/Mpc。

普朗克衛星的做法是測量宇宙微波背景輻射上面的重子聲波振蕩的大小。其主要測量思想是：在宇宙微波背景輻射形成之前，宇宙處於等離子狀態，那時候的聲速大約是三分之一倍的光速。那時候，在宇宙的任何一個地方存在密度擾動的話，產生的聲波都會以三分之一的光速向外傳播，這就好像我們在空氣中說話會產生聲波一樣。但是，在宇宙微波背景輻射形成的時候，宇宙的物質狀態發生了變化（不再是一個等離子體），這個時候聲速突然降低到零，這個時候宇宙中的光子就可以自由穿梭不受束縛，同時也不再向宇宙提供壓強支持，於是聲速驟然降低。

於是，之前的聲速(三分之一倍的光速)乘上宇宙大爆炸到宇宙微波背景輻射產生的時間，這個距離就是一個定值。這個距離值大概是147Mpc。而宇宙微波背景輻射出現時候的紅移是1100（光波長被宇宙膨脹拉長1100倍）。根據這些數據，再代入所謂的冷暗物質宇宙學模型，就可以算出哈勃常數。

新方法測得新的哈勃常數

這次，溫迪·弗裡德曼等人使用了新的方法來測定哈勃常數。這個方法測出來的哈勃常數是69.8km/s/Mpc，正好介於兩個老的哈勃常數之間。那麼，他們是用什麼新方法測定的哈勃常數呢？答案是紅巨星。

我們知道，測量哈勃常數，需要知道兩個關鍵數據：星系與地球之間的距離，以及星系相對於地球的退行（遠離）速度。

通過紅巨星的亮度，可以測出紅巨星距離地球的距離，也就知道了這個紅巨星所在的星系距離地球的距離。紅巨星是恆星的老年期，一般情況下這個時候的恆星燃燒到後期會膨脹變大，而且溫度降低。因為體積變大，所以從地球上看起來極為明亮（我們的太陽也會在數十億年後耗盡燃料，成為一個紅巨星）。

上海交通大學物理與天文學院博士後張佳駿告訴記者：「紅巨星形成之前，晚年的恆星內部的氦核處於簡併態，就好像白矮星中電子處於簡併態那樣。白矮星到達1.44倍太陽質量就發生超新星爆發形成IA型超新星，亮度是恆定的。而恆星內部氦核達到大約太陽質量的一半時發生氦閃，其亮度也是大致恆定的（亮度基本都是-4），可以作為標準光源。」

換句話說，作為標準光源的這批紅巨星的亮度是最亮的，而且它們的亮度是基本恆定的，那麼它距離地球越遠，其亮度就隨著距離的平方變小——所以根據在地球上測到的紅巨星的亮度，就可以知道它離地球多遠了。而至於紅巨星的退行速度，則可以通過地球上測量到的譜線的紅移就可以算出來。

弗裡德曼團隊通過分析來自哈勃天空望遠鏡的18個紅巨星的數據，重新計算出了新的哈勃常數69.8km/s/Mpc。

（哈勃太空望遠鏡，圖片來源：pixabay）

弗裡德曼團隊分析的紅巨星的數據只有18個，數據量還不夠多。隨著數據量的積累，這項分析技術的精確度將變得更高，到那個時候，紅巨星分析方法可能將成為計算哈勃常數的主要方法。

隨著哈勃常數的測量越來越精確，這意味著天文學家可以排除一些錯誤的宇宙學理論——目前關於暗物質的理論層出不窮，隨著哈勃常數被精確測定，這些理論有很多都會被淘汰。同時我們知道，哈勃常數的倒數與宇宙的年齡有關——哈勃常數越大，宇宙的年齡就越小。所以，測量哈勃常數，其實等價於在測量宇宙的年齡。因此，宇宙到底幾歲了，這也是很多人關心的問題。最後，哈勃常數的精確確定，相當於定出了整個宇宙學模型的關鍵部分，從而可以讓我們更好理解宇宙的未來命運走向。

作者 | 張華 北京師範大學物理系碩士

審稿 | 趙崢 北京師範大學物理系教授

責編 | 高佩雯

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