科学家是如何测量宇宙膨胀的？都有哪些方法？

在上世纪初，爱因斯坦发展了出了著名的广义相对论，并通过数学计算得出了爱因斯坦场方程。但这一方程使爱因斯坦感到不安，因为它揭示了一个不稳定的宇宙。为了消除心中的不安，爱因斯坦在他的场方程中加入了常数λ，试图使宇宙变成稳定状态的。现在，我们知道宇宙确实是在膨胀的，确实是不稳定的，因此场方程中的常数λ也是衡量哈勃常数的另一种方式。

“大爆炸”这个词已经家喻户晓了，暗物质和暗能量在科学界中也是一个流行词汇了。这些深入人心的专业名词是由科学家对宇宙膨胀的观测中总结出来的，那么有哪些方法可以观测到宇宙的膨胀呢？

红移测量法

天文学家最开始测量天体距离使用的是三角关系测量，即视差法。每隔6个月地球会从轨道一端移动到另一端，在这期间测量天体在宇宙背景中移动的位置，我们就能从中推导出视差角，并计算出距离。但是，当距离非常大时，这种方法就不再合适了，因为视差角非常小，连仪器都无法分辨出来。

这时候我们就要借助第二种方法，找到一种被认为是亮度固定的天体，然后通过表面的亮度来确定它的距离。这种方法就像一支有固定亮度的蜡烛，我们通过眼睛看到的亮度来确定它的距离，亮度越是微弱，距离越是遥远，因此这种方法被形象地称之为“标准蜡烛法”。这种方法有两个假设，一是给定的天体有固定的亮度，二是表面亮度与距离平方成反比。

那么，我们应该如何选择天体作为测量星系距离的标准呢？在20世纪20年代，科学家对造父变星的亮度变化周期已经做了足够多的观测，对它的固有亮度的变化已经了如指掌了。天文学家哈勃使用标准蜡烛法对仙女座星系中造父变星的距离进行测量，发现它比银河系的直径还要远，于是当时人们的宇宙观从此改变。不仅如此，哈勃还对它们的光谱进行分析，他发现这些光谱的红移现象非常严重，距离我们越远的红移越大。这意味着距离我们越远的天体离我们远去的速度越快。为了解释这一现象，哈勃发展出了著名的哈勃公式，后来还提出了宇宙膨胀的结论。

后来，科学家通过对1a型超新星的研究，也把它当成了一个标准蜡烛，测量了更多星系的距离。利用这种方法测量得到的哈勃常数为71~75(km/s)/ Mpc。

宇宙微波背景测量法

1964年，彭齐亚斯和威尔逊设计了一个实验发现了弥漫在空间中所有方向的微波辐射。这种辐射温度很低，后来被确认为是宇宙中无所不在微波背景辐射。这一发现是现代天文学的开端，他们因此获得了诺贝尔物理学奖。

宇宙微波背景辐射是一种特殊的黑体辐射，它是有着一定温度的辐射。天文学家发现，微波辐射的温度在宇宙中各个方向的温度都是一样的，为2.7开尔文。20世纪90年代，科学家通过分析卫星收集到的数据，发现了这些几乎均匀的微波辐射中有些许的不均匀，温度的涨落有18个微开尔文。换句话说，微波辐射温度的涨落只占了大约十万分之一。这项发现再次证明了大爆炸理论，因为大爆炸理论预言了这种温度的涨落，这种涨落是在宇宙暴涨时期留下的遗迹。该发现被授予了2006年的诺贝尔物理学奖。

宇宙学家能从微波背景辐射的涨落中分析出宇宙的历史，甚至还能精确地确定宇宙演化中一些重要的参数，例如宇宙膨胀的速度和加速度，以及导致宇宙加速膨胀的幕后推手：暗能量。目前，使用该技术测得的哈勃常数67~68(km/s)/ Mpc。

其它测量宇宙膨胀的方法

上述两种方法是测量宇宙膨胀中常见的方法，其它测量方法还有很多。例如使用引力透镜测量宇宙的膨胀。我们知道当光经过大质量天体的时候会发生弯曲。当被观察的天体和观察者之间有一大质量星系时，天体发出的光会被星系所弯曲，观测者看到的图像是放大的。但是，由于宇宙的膨胀，图像的放大效果会比单纯引力透镜产生的放大效果更好，通过两者的对比，我们就能测量宇宙膨胀的速率。