宇宙膨胀的历史及定量证据

我们的银河系大约包含1000亿颗恒星，它们中的大部分都位于一个绕着中心轴旋转的圆盘上。在20年代以前，除了银河系之外，我们对宇宙的其他部分几乎一无所知。但是现在我们知道，银河系只是无数星系中的普通一员。

大多数星系都是成群或者成簇出现的，同一群中的各个星系是由引力把它们相互维系在一起的。我们所在的星系群，直径大约为几百万光年，它包含银河系、仙女座以及其他34个较小的星系。在我们这个星系群的不远处，还存在一个被称为室女座的星系簇。它含有几百个星系，它的核心跟我们大约有5000万光年的距离。在星系簇和星系群的结构之上，还存在着更大的星系系统。所谓的长城星系系统（Great Wall）就是这些巨型星系系统当中最近最突出的一个。它大约距离我们有2亿光年，其中的星系呈纸片状排列。

或许，关于我们宇宙的最重要的事实就是：所有星系（除了我们星系簇中的少数跟银河系较近的星系之外）都在向我们远去。而且，距离我们越远，星系的退行速度越大。我们似乎生活在一个随着时间的推移而不断膨胀的宇宙之中。各个星系簇之间的距离在不断变大，而且星系的分布也越来越稀疏。

红移和距离的简单关系可以用以爱德温·哈勃（Edwin Hubble）的名字命名的定律来表示。这个定律是哈勃于1929年首次提出的。哈勃当时只能研究相对较近的星系，这些星系的退行速度小于光速的1%。由于技术的进步和大型天文望远镜的使用，现在的数据已经扩展到退行速度跟光速处于同一量级的星系了。但是，用红移来度量光线所经过的空间的“伸长”，在概念上可能更为可取。红移（或者说，波长的增量）的大小能够告诉我们，在光线向我们传来时宇宙膨胀了多少。

早在20～30年代，人们就已经提出了许多膨胀的而且均匀的宇宙模型，其中有不少是建立在爱因斯坦广义相对论的基础之上的。但是那个时候，没有任何定量的证据表明我们的宇宙在某种程度上确实是均匀的。所以，那时我们根本无法区分这些模型到底谁对谁错。

目前，天文学家正在不间断地对室女座等星系簇以及像长城这样的更高层次的星系系统进行观测。但是，更深入的观测看上去并不能揭示任何更大的东西。一个边长为2亿光年（这个距离仍比我们的视界小得多，我们的视界范围约为100亿光年）的盒子能够容下最大的星系集合体。对于这样一个巨大的盒子，不论把它放在宇宙的何处，它所包含的星系数目大致都是相同的，而且其中的星系都会以大体相同的方式组织在一起，形成星系群、星系簇以及纤维状的星系系统，等等。(www.xing528.com)

即使是最大的宇宙结构，也要比我们的望远镜所能探测到的最大距离小得多。因此，在宇宙学中，我们除了可以定义宇宙的平均性质之外，还可以把简单的均匀模型作为我们宇宙的一个合理的近似。

50年代，阿兰·桑德奇（Allan Sandage）曾经提议用200英寸（合5米）口径的天文望远镜进行天文观测，他认为，这种望远镜可以探测到足够远的太空（因而，能够探测到足够远的过去）以检验宇宙学模型。要察觉到宇宙膨胀速度的变化，或者星系的演化，我们必须要探测到非常遥远的天体，我们接收到的这些天体的光线，必须是它们在几十亿年前发出的。

在过去的40年里，望远镜性能的提高以及观测技术的发展已经使得这一切变为可能。在70～80年代，世界各地建造了十几台口径大于四米的天文望远镜。用固体探测器代替照相感光板，可以把量子效率从1%提高到80%，这大大提高了对遥远天体的观测能力。新的一代超大口径天文望远镜（夏威夷的两架凯克天文望远镜就是这种望远镜的首批成员）也即将投入使用。其中给人印象最深的望远镜是由欧洲天文学会建造在智利安第斯山脉的“超大天文望远镜”。这台名字并不好听的望远镜其实是四架口径为8.2米的望远镜的组合体。这台仪器不仅能够收集到比以前任何一架望远镜都多得多的光线，而且它还能通过补偿大气的波动来提高图像的质量。由于它是由多台望远镜组合在一起的，所以它还具有干涉仪的功能。

在太空进行天文观测也能大幅度地提高观测的质量。尽管花费巨大，而且刚开始的时候图像经常会出现中断和瑕疵，但是哈勃太空望远镜最终还是达到了天文学家们的预期目标。通过一连好几天把镜头对准天空的某一方位，可以得到“哈勃深场图像”。在“哈勃深场图像”上有几百处微弱的污迹，每处污迹都很小，有的甚至连满月的百分之一都不到。然而，每一处污迹都是一个完整的尺寸可达几千光年的星系，看起来这么小是因为它们离我们太远了。我们现在看到的这些遥远的星系都处于非常原始的进化阶段。它们可能具有少量的氧、碳和其他元素以形成行星，但是没有更复杂的化学物质。因此，存在生命的机会很小。

现在，我们可以通过拍照来了解几十亿年前的事情。几十亿年前，第一批星系可能才刚刚形成。而第一批恒星可能在此之前就已经形成了，只不过它们比现在的星系小得多，而且也太微弱了，所以用目前最大的望远镜也看不到它们。