哈勃常数值修正的三次高潮

从原理上看，似乎哈勃常数的测定是简单的，即只要测出星系距离与退行速率，即可由哈勃定律得到哈勃常数。然而在实际上并非如此，星系的速率可以直接从谱线红移获得，可是距离的测量却是既困难又复杂的。对于 1000 万光年以内附近星系的距离，天文学家们的测量结果都比较一致，这种测量以造父变星为量天尺进行。1908年，在哈佛天文台工作的勒维特在南非观测时发现，造父变星的亮度周期性变化，光变周期越长，平均亮度也越大。这一发现具有不寻常的意义，因为观察亮度变化的整个过程，就可以得到光变周期和视亮度，随后即可计算得到它的绝对亮度。再根据距离加大，视亮度递减的关系，即可由绝对亮度与视亮度之比，确定造父变星的距离。因此，把造父变星作为量天尺，利用三角视差法，逐步扩大测量范围，不仅可以量出银河系的大小，还能测量出各河外星系的大小和距离。
     在 20年代，哈勃用造父变星证实了银河系以外还存在有其它星系以后，从30年代到50年代，哈勃与桑德奇（Sandage，Allen Rex 1926～）等人，又在附近星系中寻找更多的造父变星以确立更新的量天尺，为此做了大量的工作。他们成功地测量了十几个星系的距离，改进了确定哈勃常数的基础。最初的哈勃常数值为H0=550千米/秒/百万秒差距（以下单位略）。1936年，考虑到星际消光因素，哈勃常数被修定为H0=526。在最初，这一数值被认为是准确的，因为按H0-1得到的宇宙年龄恰好与当时的地质观测结果相一致。二战之后，利用造父变星为量天尺，使哈勃常数逐渐得到了修正。1952年，在威尔逊山帕洛马文天台工作的旅美德国天文学家巴德（Baade，Walter 1893～1960）掀起了哈勃常数修正的第一个高潮。
     这次高潮是由修改量天尺引起的。此时，帕洛马天文台5米口径天文望远镜建成并开始运转。巴德利用他的精确而系统的测量，不仅在仙女星座中找到了300个以上的造父变星，而且还发现恒星分为两种星族，每一星族都有自己的造父变星，它们只适用于附近星系，而原有哈勃定律所针对的则都是建立在第一星族基础上的造父变星。随着对造父变星周光曲线的修定，随着观测尺度的加大，必须更换原有哈勃常数测定中的量天尺。经巴德计算，遥远星系的距离比原来的估计值增加了一倍，哈勃常数将比原来减小一倍。1952年，巴德在罗马举行的第 8 届国际天文学大会上，宣布了他的结果，H0=260。哈勃常数修正的第二个高潮由哈勃的接班人桑德奇掀起。桑德奇是一位著名的实测天文学家，从 1956年开始，他在帕洛马天文台对哈勃常数进行了系统的测量工作。
     在几年的时间内，他得到了600多个星系的数据，最大的红移量值达到Z=0.202，所得到的哈勃常数值为 H0=180。在此基础上，桑德奇又对哈勃常数做了进一步的修正，他们再度更换量天尺并把观测范围进一步加大，此时原有确定距离的方法已不再适用，因为当星系距离达到了几百万秒差距时，望远镜已无法区分星系中单个的星，必须寻找代替造父变星做为新距离标准的“指示体”。他们通过天体的绝对星等和视星等的关系，先确定指示体的距离，再由指示体确定星系距离。他们认为能作为距离指示体的有，造父变星、HⅡ区、球状星云、超新星和椭圆星系等。1961年，桑德奇在美国伯克利召开的国际天文学大会上宣布，总估各种测量结果，哈勃常数值应在75与113之间，最或然值为H=98±15，一般可取为 100。
     这一结果表明，宇宙的尺度要比人们早期预期结果远大得多。进入70年代以来，哈勃常数的测定日益受到天文学家们的重视，对它的测量方法也更加系统，测量的精度也日益提高，因而形成了哈勃常数修正的第三次高潮。然而，这次修正高潮之后，局面却日益复杂化。哈勃常数的各次测量值越来越多地接近高低两个值上。桑德奇和他的合作者塔曼得到的值是50，而德克萨斯大学的德瓦科列尔（de Vaucouleurs）的结果却是 100，两个值的测量方法都是以造父变星为起点，其后选用不同距离的指示体进行的，结果竟然相差一倍，不仅出现了哈勃常数纷争的局面，也使人们在实际运算中，出现了任意选择的局面，有人选取50，有人选取100，还有人选择平均值 75，虽然这些值的选取都具有权威性，但是仍无法最后判定哪一个最准确。目前，对哈勃常数做出裁决为时尚早，但是，从其它方面得到的佐证中，仍然可以提出带有倾向性的意见。