天體(ti) 物理學家曾經相信宇宙是靜態的，隻包含銀河係，但後來的科學研究明確表明，事實並非如此。

　　不到一百年前，天文學家還認為(wei) 銀河係是宇宙中唯一的星係，望遠鏡捕捉到的模糊星雲(yun) 則都是銀河係範圍內(nei) 的氣體(ti) 雲(yun) 。各種結果表明，宇宙是靜態的，並沒有隨時間推移而變化。

　　一個(ge) 例外是美國天文學家維斯托·斯裏弗的發現。早在1912年，他就注意到仙女座星雲(yun) 正以每秒300公裏的速度向太陽移動。為(wei) 了確定這一點，他利用了多普勒效應，即由於(yu) 波源（或觀測者）的運動而引起的波動頻率變化。在聽到救護車或喇叭移向或遠離我們(men) 的時候，我們(men) 都會(hui) 感受到多普勒效應。如果移向我們(men) ，聲波會(hui) 被壓縮，音調也會(hui) 更高；如果遠離我們(men) ，聲波會(hui) 被拉長，音調也會(hui) 降低。光波也是如此。斯裏弗推測，仙女座星雲(yun) 正在向我們(men) 移動，因為(wei) 它的光移到了光譜的藍端。

　　斯裏弗是對的。我們(men) 現在知道，仙女座星係不僅(jin) 在向我們(men) 移動，而且將在大約四五十億(yi) 年後與(yu) 銀河係碰撞——形成“銀河仙女座”（Milkdromeda）星係。

　　到1917年，斯裏弗測量了其他幾個(ge) 星雲(yun) 的徑向速度（物體(ti) 向觀察者方向移動的速度分量），得出結論稱，它們(men) 正在紅移，即遠離我們(men) 。在歐洲，幾乎沒有科學家聽說過斯裏弗的研究結果。即使在美國，他的觀點也存在爭(zheng) 議。1917年，愛因斯坦用全新的廣義(yi) 相對論提出了現代的第一個(ge) 宇宙模型，他假設宇宙是靜態的。

　　1920年的大辯論

　　1920年4月20日，在美國國家科學院的讚助下，威爾遜山天文台的哈洛·沙普利與(yu) 匹茲(zi) 堡阿勒格尼天文台的希伯·柯蒂斯展開了一場辯論，探討星係的本質。星雲(yun) 究竟是不是銀河係外的“島嶼宇宙”？銀河係是不是唯一的星係，被浩瀚的真空所包圍？這次辯論被稱為(wei) “沙普利-柯蒂斯之爭(zheng) ”，也被稱為(wei) “世紀天文大辯論”（Great Debate）。這是一個(ge) 有力的例子，說明了初步數據可以用各種不同的方式進行解釋，而所有這些方式似乎都是合理的。另一方麵，這也說明了為(wei) 什麽(me) 更好的數據對於(yu) 健全的科學研究是至關(guan) 重要的。

　　沙普利認為(wei) ，銀河係比大多數人想象的要大得多，因此有足夠的空間容納所有的星雲(yun) 。柯蒂斯提出了相反的觀點，認為(wei) 星雲(yun) 是銀河係之外的其他星係。盡管沙普利似乎在這場辯論中占了上風，但最終的結果並不是決(jue) 定性的。

　　哈勃的標準燭光

　　埃德溫·哈勃正是在這時候介入了，他想要徹底結束這場爭(zheng) 論。

　　哈勃利用威爾遜山天文台的2.54米胡克望遠鏡，在其他星雲(yun) 中發現了天文學家所說的“標準燭光”，也就是具有已知亮度的光源。想象一下，在一個(ge) 黑暗的夜晚，你把相同的手電筒放在空曠場地的不同距離上，通過測量它們(men) 的相對亮度，就可以利用平方反比定律（光的強度與(yu) 光源距離的平方成反比）來確定它們(men) 與(yu) 你的距離。

　　哈勃在許多星係中都發現了標準燭光：一類被稱為(wei) “造父變星”的恒星具有非常典型的脈動周期。哈佛大學天文台的亨麗(li) 愛塔·勒維特在造父變星方麵做出了傑出的貢獻，發現了這類恒星的周光關(guan) 係，使得後來的天文學家能夠計算地球與(yu) 遙遠星係間的距離。從(cong) 鄰近的光源開始，哈勃構建了一個(ge) “宇宙距離階梯”，用他確定的標準燭光測量更遙遠的星係距離。

　　1924年初，哈勃寫(xie) 信給沙普利，表示自己在仙女座星雲(yun) 中發現了造父變星。沙普利立刻明白，他對宇宙的觀點已經過時。到1924年底，哈勃已經在仙女座星雲(yun) 和其他22個(ge) 螺旋星雲(yun) 中發現了幾十個(ge) 造父變星，它們(men) 之間的距離達數百萬(wan) 光年。大辯論結束了：宇宙是由“島嶼宇宙”組成的，這些星係相距遙遠。不過，此時的宇宙仍然是靜態的。

　　從(cong) 靜態宇宙到哈勃定律

　　同時，一些宇宙理論模型提出了與(yu) 愛因斯坦相反的觀點。宇宙會(hui) 隨著時間而改變。如果是這樣的話，星係應該會(hui) 在空間的拉伸下彼此原理，就像漂浮在河流中的軟木塞一樣。

　　1917年，荷蘭(lan) 天文學家、物理學家威廉·德西特提出，一個(ge) 擁有“宇宙學常數”的空宇宙將以指數級速度膨脹。（愛因斯坦在1917年提出了一個(ge) 宇宙學常數，用來抵消引力場的影響，使他的方程能有靜態宇宙的解。除去此項，宇宙就會(hui) 快速增長。）

　　1922年，俄羅斯宇宙學家亞(ya) 曆山大·弗裏德曼提出，即使沒有宇宙學常數，宇宙也可以膨脹和收縮，這取決(jue) 於(yu) 宇宙中含有多少物質。幾年後，比利時神父兼天體(ti) 物理學家喬(qiao) 治·勒梅特提出了一個(ge) 原始原子模型，在這個(ge) 模型中，宇宙從(cong) 一個(ge) 巨大的放射性中子球的衰變中誕生，並繼續膨脹，產(chan) 生星係和恒星。

　　這些理論或許很令人興(xing) 奮，但隻有數據才能給理論注入生命。經過細致的研究，1929年，哈勃和他的助手米爾頓·赫馬森宣布，他們(men) 的觀測結果支持了宇宙正在膨脹的觀點。哈勃確定了他所需要的標準燭光——在46個(ge) 星係中那些非常明亮的恒星，甚至比造父變星還要亮。他得出結論，星係彼此遠離的速度與(yu) 它們(men) 的距離成正比。這種關(guan) 係原先被稱為(wei) 哈勃定律，現在被改為(wei) 哈勃-勒梅特定律，是描述宇宙如何膨脹的理論基礎。

　　宇宙膨脹並不像炸彈爆炸

　　人們(men) 常常把宇宙的膨脹與(yu) 炸彈的爆炸相混淆，但二者毫無相似之處。炸彈有一個(ge) 爆炸中心，彈片會(hui) 從(cong) 這個(ge) 中心點飛離，周圍空間則作為(wei) 背景保持固定。相比之下，宇宙的膨脹就是空間本身的膨脹，就好比你腳下的地麵開始向兩(liang) 個(ge) 方向伸展（因為(wei) 地麵是二維的），連同地麵上的一切也開始互相遠離。就像一個(ge) 擺著許多課桌的教室，當地麵延伸時，課桌也會(hui) 移開距離。如果每張課桌都是一個(ge) 星係，那麽(me) 隨著空間的膨脹，所有星係都會(hui) 彼此遠離。沒有哪個(ge) 比另一個(ge) 更重要。

　　在膨脹的宇宙中，沒有哪一點比其他任何一點更重要。回溯宇宙的曆史，所有的點最終都匯聚在一起；那是大爆炸的時刻，發生在大約138億(yi) 年前，標誌著宇宙膨脹的開始。

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