宇宙膨胀的速度有多快？ 答案可能会指向一些令人难以置信的事情。
如果你想知道宇宙中的某些东西是如何运作的，你所需要做的就是弄清楚一些可测量的量是如何给你必要的信息的，然后就去测量这些量，并得出你的结论。当然，会有偏差和错误，以及其他让人困惑的因素，如果你不小心，它们可能会把你引入歧途。有什么解决办法吗？就是尽可能多地使用不同技术，尽可能多地进行独立测量，尽可能确凿地确定这些量的自然属性。
如果你每件事都做对了，那么你使用的每一种方法都会得到同一个答案，不会有什么歧义。如果一项测量或技术方法失效了，其他的测量或技术方法会给你指出正确的方向。但是，当我们试图将这一技术应用于膨胀的宇宙时，难题就出现了：我们得到了两个答案中的一个，而这两个答案彼此不兼容。这是宇宙学最大的难题，也许又是解开我们存在的最大谜团的线索。
图注：图表显示了遥远星系的红移--距离关系。不完全落在直线上的点由于独特的速度差异而略有不匹配，这与观察到的整体膨胀只有轻微的偏差。最初用来显示宇宙膨胀情况的埃德温·哈勃原始数据，都放在左下角的红色小框里。（罗伯特·克什纳，《美国科学院院报》，101, 1, 8–13 (2004)）图源：原文。
自20世纪20年代以来，我们就知道宇宙在膨胀，其膨胀速率被称为哈勃常数。从那时起，几代人一直在寻求“这个速率到底是多少？”
早期，只有一种技术：宇宙距离阶梯。这项技术非常简单，只涉及四个步骤。
1. 选择一类本质上已知其特性的物体，如果你测量一些可观察的东西（例如其亮度波动周期），你就会知道它的一些本质内在特性（例如其固有亮度）。
2. 测量可观测的量，确定其固有亮度是多少。
3. 然后测量表观亮度，利用你所知道的膨胀宇宙中的宇宙距离来确定它的距离。
4. 最后，测量该物体的红移。
图注：星系越远，在宇宙膨胀中就越高速地离我们远去，它的光越呈现红移状态。一个随着宇宙膨胀而运动的星系，今天现在，和我们之间的实际光年距离，也比它的光到底我们视野内要多好多光年。但是宇宙膨胀的速度到底是多少，使用不同技术的天文学家们还无法达成一致。(加拿大皇家天文学会，卡尔加里中心，拉里·麦克尼什）图源：原文。
红移是把一切联系在一起的因素。随着宇宙的膨胀，任何穿过它的光也会被拉伸。请记住，光是一种波，有其特定的波长。这个波长决定了它的能量是什么，宇宙中的每个原子和分子都有一组特定的放射和吸收线，这些放射线和吸收线只出现在特定的波长上。如果你能测量一个遥远的星系中，这些特定的光谱线的波长，你就可以确定，从光离开这个物体到光到达你的眼睛，这期间宇宙膨胀了多少。
结合红移和整个宇宙中各种物体间的距离，你就可以计算出宇宙往各个方向上的膨胀速度，以及膨胀率如何随时间变化。
图注：宇宙膨胀的历史，包括它目前的组成。只有通过测量光在膨胀的宇宙中传播时的红移，我们才能理解光和宇宙，而这需要大量的独立测量。（欧洲宇航局和普朗克合作组织（主要），由E·西格尔修改；美国宇航局/维基共享资源网用户老陳 (插图)。）图源：原文。
整个20世纪，科学家们都使用这项技术，来尽可能多地尝试并确定我们宇宙的历史。宇宙学 —— 一种对宇宙是由什么构成的、从哪里来的、它是如何变成今天的样子的，以及它的未来会变成怎样的科学研究 ——曾被许多人嘲笑是对“当前膨胀率”和“膨胀率如何随时间演变”这两个参数的追求。直到20世纪90年代，科学家们甚至无法就第一个参数达成一致。
他们都使用了相同的技术，但做出了不一样的假设。一些小组使用不同类型的天文物体，另一些则使用不同的仪器，产生不同的测量误差。有些种类的对象比我们最初认为的要复杂。许多问题仍在出现。
图注：标准蜡烛（左）和标准标尺（右），是过去天文学家用来测量不同时间/距离的空间膨胀的两种不同技术。根据光度或角度大小随距离的变化，我们可以推断宇宙的膨胀历史。使用蜡烛法是距离阶梯的一部分，产生73个哈勃常数。使用标尺是早期信号方法的一部分，产生67个哈勃常数。（美国宇航局/加州理工学院-喷气推进实验室）图源：原文。
如果宇宙膨胀得太快，就没有足够的时间来形成地球。如果我们能找到银河系中最古老的恒星，我们就知道宇宙的年龄必须至少和其中的恒星一样大。如果膨胀率随着时间的推移而变化，因为除了物质或辐射之外还有别的东西——或者是数量上与我们假设的物质数量不同——这些将体现在膨胀率随时间的变化上。
解决这些早期的争议是建造哈勃太空望远镜的主要科学动机。它的关键项目是实现这些因素可测量化，并取得了巨大的成功。它获得的速率是72个哈勃常数，只有10%的不确定性。这一结果发表于2001年，解决了一个和哈勃定律本身一样古老的争议。随着暗物质和暗能量的发现，哈勃太空望远镜似乎给了我们一个准确和自洽的宇宙图景。
图注：宇宙距离阶梯的构建，涉及到从我们的太阳系到附近星系的恒星，再到遥远的星系。每一步“梯级”都有其不确定性，尤其是涉及造父变星和超新星的那几步；如果我们生活在密度不足或密度过高的地区，数值也会偏向于较高或较低的值。用来构建宇宙距离阶梯的独立方法有很多种，我们再把阶梯上的一个“梯级”弄错，又归罪于不同方法之间的误差就说不过去了。(美国宇航局，欧洲宇航局，A·菲尔德(空间望远镜研究所) 以及A·里斯 (空间望远镜研究所/约翰斯·霍普金斯大学)）图源：原文。
在此期间，距离阶梯组变得更加复杂。现在有很多独立的方法来测量宇宙膨胀的历史：
﹡ 利用远距离引力透镜，
﹡ 利用超新星数据，
﹡ 利用遥远星系的旋转和色散特性，
﹡ 或者使用正向旋涡星系的表面亮度波动，
它们都会得出同样的结果。不管你是用造父变星，天琴座RR星，还是用即将经历氦聚变的红巨星来校准它们，你都会得到相同的值：约73个哈勃常数，只有2-3%的不确定性。
图注：船尾座RS的变星，它的光芒穿越映射在星际云层中。变星有很多种；其中一个，仙王座的造父变星，既可以在我们自己的星系中测量，也可以在5000万到6000万光年之外的星系中测量到。这使我们能够推断出，从我们自己的星系到宇宙中更远星系的距离。其他种类的单个恒星，如AGB变星顶端的恒星或天琴座RR变星，可以用来代替仙王座的造父变星，在宇宙膨胀率上产生类似的结果，也产生相同的谜题。(美国宇航局、欧洲宇航局和哈勃遗产团队）图源：原文。
这将是宇宙学上的一次巨大胜利，除了一个问题。现在是2019年，还有第二种方法可以测量宇宙的膨胀率。除了观察遥远的物体，并测量它们发出的光是如何变化的，我们还可以利用大爆炸早期的遗迹。当我们这样做时，我们得到的数值约为67个哈勃常数，据说不确定性仅为1-2%。这些数字彼此相差9%，不确定性也不发生重叠。
图注：现代测量的距离阶梯张力（红色），与宇宙微波背景辐射以及重子声学振荡的早期信号数据（蓝色）形成对比。很可能早期的信号方法是正确的，距离阶梯存在根本性的缺陷；也有可能早期的信号方法有一个小范围的误差偏差，而距离阶梯是正确的，或者两组数据都是正确的，而某种形式的新式物理（如上图所示）则是罪魁祸首。但现在，我们还不能确定（亚当·里斯（私人信息交流））图源：原文。
不过，这次情况不同了。我们不能再指望一组数据是对的，而另一组是错的。我们也不能期望答案会介于两者之间，就是说不能指望两组数据都在假设中出了某种错误。有太多独立的证据告诉我们不能那样去想。如果我们试图用错误来解释一个测量值，就会与另一个已经产生的测量值相矛盾。
宇宙中物质的总量决定了宇宙如何随时间膨胀。爱因斯坦的广义相对论把宇宙的能量含量、膨胀率和总曲率联系在一起。如果宇宙膨胀得太快，也就意味着起其中的物质更少，暗能量更多，而这将与观测结果冲突。
图注：在普朗克之前，数据的最佳拟合表明其哈勃常数约为71km/s/Mpc，但是对于我们通过其他方法看到的暗物质密度（x轴），以及我们在更大尺度的宇宙结构上得到的标量光谱指数（y轴的右侧）来说，现在大约69或更高的值都过于完美了，以至于意义不大。(P.A.R.ADE和AL.以及普朗克研究所合作（2015年））图源：原文。
比如说，从宇宙的大尺度结构、星系团和许多其他来源来看，我们知道宇宙中的物质总量必须是临界密度的30%左右。我们还看到标量光谱指数—— 一个告诉我们在小尺度和大尺度上，引力是如何形成束缚结构的参数——必须略小于1。
如果膨胀率太高，你不仅得到了一个物质太少，标量光谱指数太高，与我们现有的宇宙不一致的宇宙，你得到的这个宇宙还过于年轻：125亿年的年纪而不是138亿年。由于我们生活的这个星系中，星系中的恒星已被确认为超过130亿年，这将产生一个巨大的难题：一个无法调和的难题。
图注：SDSS J102915+172927，位于4140光年之外的星系光环中，是一颗古老的恒星，其所含的重元素仅为太阳的1/20000，其年龄应超过130亿年：它是宇宙中最古老的恒星之一，甚至可能在银河系形成之前就已形成。像这样的恒星的存在提醒我们，宇宙不可能比存在其内部的恒星更年轻。（欧洲南方天文台，数字化巡天项目2）图源：原文。
但也许并没有人弄错什么。也许早期的遗迹指向了一组关于宇宙的真实情况：
﹡ 它有138亿年的历史，
﹡ 它确实含有大约70%的暗能量，25%的暗物质，以及5%正常物质，
﹡ 它的膨胀率似乎符合低端数值 67 km/s/Mpc。
也许距离阶梯也指出了一组关于宇宙的真实状况，就全宇宙这样的大尺度来说，宇宙在以更大的速度膨胀。
尽管这听起来很奇怪，但两组数据都有可能是对的。妥协的原因可能来自于大多数人还不愿意考虑的第三种选择。与其说距离阶梯组的数据错了，或者早期遗迹组数据有误，还可能是我们对物理定律或宇宙本质的假设出了错。换句话说，也许我们不是在处理争议；也许我们看到的是一条关乎新物理学的线索。
图注：如图所示，一个双透镜类星体，是由引力透镜引起的。如果能理解多幅图像的时间延迟，就有可能在我们所讨论的这个类星体处重建宇宙的膨胀率。最早的结果显示总共有四个透镜类星体系统，提供了一个与距离阶梯组数据一致的膨胀率估计值。(美国宇航局哈勃太空望远镜，托马索·特雷乌/加州大学洛杉矶分校以及比勒等人）图源：原文。
也许，我们测量宇宙膨胀率的方法，实际上揭示了宇宙本身的一些新奇的性质。关于宇宙的某些东西可能会随着时间而改变，这也可以解释，为什么用两种不同的技术测量宇宙膨胀的历史，却产生了不同的结果。有一些选项我们可以看看：
﹡ 我们所处的宇宙区域，与宇宙平均状态相比，有着一些不寻常的特性（这种观点已经不被看好了），
﹡ 随着时间的推移，暗能量正在以一种无法预料的方式变化，
﹡ 重力的表现和我们在宇宙学角度上的预期不同，
﹡ 或者，有一种新的场或力渗透进宇宙。
关于进化中的暗能量这一观点，尤其令人感兴趣，也很重要，美国宇航局未来天体物理学方面的旗舰任务，宽视场红外探测望远镜，它的明确设计目标就是对此进行观测。
图注：在相同深度、相同时间内，哈勃望远镜的观测区域（左上角），与宽视场红外探测望远镜所能观察到的区域的对比。宽视场红外探测望远镜的广阔视野，将使我们能够捕捉到比以往更多的遥远超新星，也能使我们能够对宇宙尺度上从未探测过的星系进行深入、广泛的观测。不管它能发现什么，它都会带来一场科学革命。(美国宇航局/戈达德宽视场红外探测望远镜）图源：原文。
现在，我们认为暗能量和宇宙常数是一致的。也就是说，随着宇宙膨胀，暗能量的密度保持一个常量，而不是像物质那样密度变小。暗能量也会随着时间的推移而增强，或者它的表现也会发生变化：以不同的量向内或向外推动空间。
今天，在宽视场红外探测望远镜投入使用之前，我们最好的限制设定就是，暗能量与宇宙常数保持一致，约为其10%的水平。有了宽视场红外探测望远镜，即使1%的偏差我们也能测量到：这足以测试进化中的暗能量，是否能解决关于宇宙膨胀问题的争论。在我们得到答案之前，我们所能做的就是继续完善我们最好的测量方法，并查看全套证据，以寻找解决方案的可能线索。
图注：随着宇宙膨胀而体积增大，物质（普通物质和暗物质）和辐射的密度会降低，而暗能量是空间本身固有的一种能量形式。随着宇宙膨胀，新的空间被创造出来，暗能量的密度保持不变。如果暗能量随着时间的推移而改变，我们不仅可以发现一个可能解决宇宙膨胀这一难题的方法，还可能发现一个关于存在本质的革命性的新见解。（E·西格尔/《超越银河》）图源：原文。
这并不是一些逆向思维的科学家过分强调数据中的一个小差异，从而产生的一些边缘性的观点。如果两组数据都正确 ——而且没人能在任何一组中发现任何缺陷 ——那么，在我们为了理解宇宙而迈出下一大步时，这可能就是第一条线索。诺贝尔奖获得者亚当·里斯，也许是目前研究宇宙距离阶梯的最杰出的人物，他很友好地和我一起录制了一期播客，讨论所有这一切对宇宙学的未来，可能意味着什么。
可能在研究的过程中，我们在某个地方犯了一个错误。有可能当我们试图确定这个错误时，一切困难又都会恰到好处地得以解决，不会再有争议或难题。但也有可能错误就存在于我们对宇宙简单性的假设中，而这种错误又将为我们更深入地理解宇宙的基本真相铺平道路。
BY: Ethan Siegel
FY: 大恐龙龙
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