[비즈한국] 1920年，在华盛顿特区的史密森尼国家自然历史博物馆，上演了天文学史上最伟大的辩论。“我们宇宙的真实大小到底是多少？”围绕我们银河系之外是否存在其他星系而引发的天文学界辩论，最终升级为一个更根本的问题：我们宇宙的真实大小究竟如何？这场天文学大辩论的主角是希伯·柯蒂斯（Heber Curtis）和哈罗·沙普利（Harlow Shapley）。有趣的是，两人在辩论前乘坐前往华盛顿特区的火车时就曾偶遇。但据说他们担心各自的策略暴露，只是小心翼翼地打了声招呼便回到了座位，场面想必十分尴尬。
许多天文学家和记者聚集在一起，期待着一场激烈的争论。然而，两人表现得非常绅士，讨论过程显得异常礼貌与平和。此外，他们也都没有拿出支持各自观点的强有力证据。真可谓“名声在外的宴席，吃不到好东西”。最终，这场吸引了所有人目光的天文学家之争，出乎意料地平淡收场。事实上，这场天文学大辩论的意义不在于现场的唇枪舌剑，而在于它让关于宇宙大小的争论从此正式进入了天文学界的主流舞台。
大辩论至今已过去了一百多年。最近，又有两位天文学家通过激烈的论文交锋，开启了新一轮的战争。与20世纪20年代那场平淡收场的辩论不同，这次的争论相当激烈。21世纪天文学大辩论的主角是约翰霍普金斯大学的天文学家亚当·里斯（Adam Riess）和芝加哥大学的天文学家温迪·弗里德曼（Wendy Freedman）。亚当·里斯曾与布莱恩·施密特（Brian Schmidt）、索尔·珀尔马特（Saul Perlmutter）共同通过超新星观测证实了宇宙的加速膨胀，并因提出暗能量的可能性而获得2011年诺贝尔物理学奖。
最近，里斯和弗里德曼利用詹姆斯·韦布空间望远镜（JWST）观测到的星系数据，围绕宇宙的膨胀速度展开了激烈交锋。此前通过超新星观测构建了“宇宙加速膨胀”这一新范式的里斯主张，我们迄今为止估算的星系距离值完全没有问题。另一方面，弗里德曼通过近期与同事秘密进行的研究提出质疑，认为我们所估算的星系距离似乎存在严重且普遍的误差。这场论战的主题看起来似乎微不足道，但事实并非如此。两人谁的观点正确，将决定宇宙的未来与命运，以及现代天文学的发展方向会走向截然不同的道路。
首先，要理解这两位天文学家为何会产生如此尖锐的争论，就必须理解现代天文学中最棘手、且至今未能解决的难题——“哈勃张力（Hubble Tension）”。简单来说，哈勃张力是指根据观测方式的不同，得出的宇宙膨胀率各不相同的问题。
计算宇宙膨胀率的方法实际上非常多样，其中作为哈勃张力核心的方法主要有两种。第一种是观测宇宙微波背景辐射（CMB），这对应于大爆炸后炽热浓缩的宇宙在均匀膨胀过程中，将热量散布至全宇宙时留下的印记。在早期宇宙冷却时，全宇宙的密度随机出现了极其微小的疏密差异。由于这种密度差异，今日所观测到的宇宙微波背景辐射的温度分布也留下了微小的偏差，这被称为温度波动或密度波动。通过统计分析这些微小波动的分布，可以推导出构成宇宙的暗物质与暗能量的比例，从而获知宇宙的膨胀率。
这种方法存在的问题是，根据所采用的宇宙学模型，估算值会有所不同。然而，由于它分析的是大爆炸后整个宇宙冷却时留下的痕迹，因此被认为是能够直接获知整个宇宙膨胀率的方法。
第二种方法是通过直接对比星系的距离和各星系远离我们的退行速度来计算宇宙膨胀率。这是自天文学家埃德温·哈勃（Edwin Hubble）早年的观测以来一直使用的最传统的方法，也是许多天文学家深信能够直接求得宇宙膨胀率的方法。
不过，这其中存在一个问题。星系以多快的速度远离我们（退行速度）实际上可以相当直接地得出——只需确认所观测到的星系光谱整体偏向长波长的程度，即红移值即可。问题的核心在于计算星系的距离。
如果是银河系内非常近的恒星，可以通过以太阳为中心的地球公转运动产生的视差来测量恒星的距离。视差利用的是被称为三角测量的简单数学方法，这是在数学上最准确获知恒星距离的方法。但如果距离太远，视差就不再适用了。还没离开银河系，视差就已经失效了。因此，天文学家们必须寻找其他方法来测定遥远星系的距离。
如何才能获知远方星系的距离呢？其实基本原理很简单。只需找出天体在远处的实际亮度，以此为基准与在天空中看到的视亮度进行比较即可。这样就能算出，一个实际上非常明亮的天体究竟在多远的距离，才会在天空中显得如此暗淡。今天，银河天文学中距离测量的核心，就在于即便不知道距离，能否通过其他方式单独获知该天体的实际亮度。
这种能够单独测出实际亮度，从而成为测定天体距离指标的天体，在天文学中被称为“标准烛光”。其概念是：既然知道了蜡烛本身的原始亮度，通过在天空中看到的暗淡视亮度，就能推算出蜡烛的距离。
最典型的标准烛光是天文学家亨丽爱塔·勒维特（Henrietta Leavitt）研究过的造父变星，以及据称因白矮星从邻近恒星吸收物质，或与其他白矮星碰撞而爆炸的Ia型超新星。勒维特通过研究麦哲伦星云内的变星，发现造父变星亮度的变化周期与该恒星的实际亮度成正比。利用这种关系，只需观察天空中亮度呈现周期性变化的造父变星的变光周期，就能单独获知其真实亮度，从而算出距离。
对于Ia型超新星，则基于一个稍显激进的假设。据称，白矮星在突破太阳质量1.4倍的极限质量瞬间，因无法承受不稳定的状态而瞬间爆炸。恒星会喷涌出多巨大的能量，最终取决于该恒星的质量。如果所有Ia型超新星都是在突破相同质量极限的瞬间爆炸，我们就可以预期所有Ia型超新星最亮爆发瞬间的亮度大致相同。基于这种期望，Ia型超新星被视为告知遥远宇宙距离的标准烛光。
问题在于，通过宇宙微波背景辐射求得的宇宙膨胀率，与通过造父变星、Ia型超新星等直接测量星系距离并将其与星系退行速度对比得出的膨胀率，结果并不一致。由宇宙微波背景辐射得出的结果约为63km/s/Mpc，而由星系退行现象直接求得的结果约为73km/s/Mpc。有趣的是，根据星系退行感知的宇宙膨胀率，比通过整个宇宙热量冷却感知到的宇宙膨胀要快。而且，随着各种观测方法日益精密，各自的误差都在缩小，但两种方式之间的差距却在进一步拉大。面对同一个宇宙，通过两种方法求出的膨胀率截然不同，这让人深感困惑。
最终，这一事态引发了质疑：这两种方法最初观测的是同一个宇宙吗？这一难题被称为“哈勃张力”。
为了解决哈勃张力，直到最近，许多天文学家都怀疑通过星系退行现象推导出的宇宙膨胀是否存有误解。由于该方法是通过观察星系运动来计算膨胀率，因此不仅要考虑整个宇宙的膨胀效应，还不能忽视邻近星系因相互引力作用而产生的个体运动影响。如果我们恰好生活在一个周围星系密度稀疏、像“空洞（Void）”一样的空间里，周围的星系看起来就会比宇宙平均膨胀率以更快的速度向四周散开。但直到最近，在银河系周围尚未发现大型空洞的明确证据。
见此情景，弗里德曼认为有必要客观地重新审视现状。实际上，退一步深究的话，一直以来我们测量从近邻星系到遥远星系等各种尺度宇宙规模和距离的方式中，都隐藏着一个共同的预设前提。即：在相对近的宇宙中确认的宇宙特征，同样适用于遥远的宇宙。这可以看作是一种信仰。例如，勒维特在距离并不算太远的几十万光年距离的造父变星之间发现了统一的规律。此后，天文学家们直接应用这一规律，将其作为测量距离远达数百万、数千万甚至数亿光年的遥远星系的基准。
同样地，Ia型超新星总是在相似亮度达到最亮爆发这一特征，也仅仅是在相对近的宇宙中确认的结果。天文学家们认为这一特征在遥远宇宙也适用，因此直接将其应用于测量宇宙距离。
天文学家从距离相对较近、能够准确获知距离的恒星开始，逐渐向更远的恒星测量，并校准距离测量方式的刻度。例如：在利用三角视差法能够准确获知距离的恒星中，恰好也有造父变星。这些恒星即使不使用勒维特的规律，也能获知准确距离。通过这一点，可以得知变星准确的实际亮度，从而更精确地校准勒维特发现的造父变星关系。
这种一级一级向更远宇宙测量距离的哲学，在天文学中被称为“宇宙距离阶梯（Distance Ladder）”。意为像爬梯子一样，一步一步按顺序踏上台阶来测量更远宇宙的距离。这可以看作是现代天文学测定宇宙尺度最根本的哲学。
然而，弗里德曼对这架梯子提出了质疑。这一路走来，每一阶梯子真的都完美无缺吗？中间哪怕只有一个台阶松动，我们都会到达错误的终点。弗里德曼最新发表的研究似乎就包含了这种可能性。（后续内容请见下期专栏。）
关于作者池雄培（Ji Woong-bae）：热爱猫咪与宇宙。儿时在看过《银河铁道999》后，立下了向世人宣传宇宙之美的梦想。目前在延世大学星系演化研究中心及近宇宙论实验室研究通过星系相互作用引发的演化，并进行演讲及撰稿等各类科学传播活动。著有《썸 타는 천문대》（暧昧天文台）、《하루 종일 우주 생각》（整天思考宇宙）、《별, 빛의 과학》（恒星，光的科学）等书。