观测宇宙学的拓荒者——阿伦·桑德奇(六)

　　本文是一篇专业的社科论文，主要阐述了阿伦·桑德奇(六)对宇宙的猜想，详情请看下面的介绍。

　　德沃古勒分析了沙普利艾米斯（Shapley Ames）星表中的星系分布数据，他发现比较亮的星系都排列在天球的一个窄带上，因此他认为从银河系直到室女星系团外有一个巨大的所谓本超星系团，这是一个扁平的星系高密度区，星系的分布有高度的不均匀性，爱因斯坦所说的宇宙的均匀性只在极大的尺度上才能实现，而在当时可以观测的尺度上，德沃古勒认为星系分布根本不是均匀的。德沃古勒的这一理论在很长的时间内被天文界所忽略，直到80年代人们完成了大范围的星系红移巡天，可以直接看到星系的三维分布，才证实德沃古勒的观点：甚至在上亿光年的大尺度上星系都还不是均匀分布的，只有到几十亿光年的尺度上星系分布才变得均匀。这些冷遇使德沃古勒感到，这是因为他是个小人物、外来者。不过，在一定程度上德沃古勒描述问题的方式也不够清晰，正如他自己说的，连乐于打破常规、喜欢新鲜想法的茨维基也不能接受他的观点。

　　德沃古勒宣称存在的超星系团会使哈勃常数的测量变得非常复杂，因为只有在超星系团以上的尺度，宇宙的膨胀才是均匀各向同性的。早在1957年，德沃古勒就告诉过桑德奇这一观点，桑德奇听后立刻说，如果这样还怎么能测量宇宙学参数呢？因为这些不均匀性必然会导致在较小距离上星系的运动偏离哈勃定律预言的均匀各向同性，而在均匀性更好的大尺度上进行观测要求更远的距离，这总是很困难的。对于一个把测量哈勃常数当作自己终身任务的人来说，肯定不情愿接受这样的观点。作为哈勃的弟子，阿伦倾向于相信宇宙是均匀的，而且这也不能说是盲信：从50年代开始，阿伦在测量红移距离关系的时候就在仔细检查观测数据中是否有各向异性，他从未发现过显着的各向异性，因此他不相信德沃古勒的说法。在70年代初发表的论文中，他指出在数据中并没有看到德沃古勒所说的各向异性。

　　以我们今天的观点回头看这些争论，在当时所涉及的尺度上，星系的分布确实不均匀，这一点德沃古勒是对的。但是，引力的不均匀性没有密度不均匀性那样强，而且除了不均匀分布的物质以外，宇宙中2/3以上的密度来自均匀分布的暗能量，所以宇宙总密度又没有星系密度那样不均匀。因此，不均匀性对星系运动速度的扰动没有那样强烈，阿伦等人在观测中并未发现宇宙膨胀有显着的各向异性，也难怪他们不相信德沃古勒。

　　但德沃古勒当时是不服气的。1976年，他仔细阅读了桑德奇和塔曼《通向哈勃常数之路》系列论文，他认定这些论文中存在多达12个错误，这些错误导致桑德奇等人的哈勃常数【50千米/（秒·百万秒差距）】太低了。

　　德沃古勒主要的观点是，必须在非常大的尺度上测量哈勃常数，因为在比较小的尺度上，星系的不均匀分布导致星系不完全按照哈勃定律运动，而是会倾向于朝着附近的高密度区飞行，因此这样测得的哈勃常数就会偏离真正的哈勃常数。他自己得到的哈勃常数是100千米/（秒·百万秒差距），是桑德奇的2倍。德沃古勒自认为是挑战正统的勇士。1976年，他在国际天文联合会的特邀报告讲台上攻击桑德奇和塔曼的观测结果（阿伦并未参加此次会议），继而又把自己的观点发表在《自然》杂志上。他后来说：“如果你说皇帝没穿衣服，你最好确保自己说的没错。”

　　德沃古勒发明了一系列新的示距参数与桑德奇、塔曼所采用的传统方法对抗，在一系列论文中他阐述了自己的方法。桑德奇和塔曼的方法比较符合直觉，容易理解，用于确定距离的标志由近而远如同台阶，而德沃古勒不相信直觉，他把多种视距参数相互交叉验证，这些不同方法像埃菲尔铁塔的钢架构一般相互支撑着通向真理的顶点。他到处演讲以宣传自己的观点并获得了成功，尽管大多数人并不完全理解他的方法的技术细节，但许多人同情这种挑战宇宙学正统的不同声音。

　　当然，阿伦·桑德奇所采用的较低的哈勃常数给出较大的宇宙尺度和更长的宇宙年龄，比较容易避免与球状星团年龄相矛盾，因而那些相信宇宙密度等于临界密度的理论家更乐于采用他的数值。但德沃古勒争辩说，这样做预先假定了当前流行理论的正确，有不诚实的嫌疑，而他自己“从来不担心触犯《圣经》”。

　　阿伦则认为，德沃古勒的方法存在严重的马姆奎斯特效应影响。这个效应是，如果我们观测的天体有一个最低亮度的极限，那么到远处那些低亮度的天体就看不见了，而我们看到的天体都是那些亮度比较高的，因此其平均亮度就会增加。德沃古勒则认为在他的样本中这一效应并不足以改变结果。双方的结果相差整整一倍，然而双方又都声称自己的误差只有15%。

　　在这激烈争论的两派之间，一些年轻的研究人员走上舞台并带来了新的方法。其中最重要的一种是塔利

　　费希尔关系。塔利（Tully）和费希尔（Fisher）发现，星系的亮度与其氢原子发射的21厘米谱线线宽存在着很强的相关性，而后者可以用射电观测获得。因此使用21厘米线宽就可以很好地定出远处星系的绝对亮度，这和此前假定所有星系都一样亮或者星团中最亮的星系都一样亮的方法相比，明显改进了测量的准确度。他们得到的哈勃常数是90，更接近德沃古勒的结果。

　　阿伦对这一结果非常反感。他反驳说，塔利和费希尔所用的这些旋涡星系的亮度太容易受尘埃的影响，不可信赖。后来，年轻的阿荣森（Aaronson）等人建造了红外测量仪，用来测定星系的红外亮度，红外光不太受尘埃的影响，这样获得的红外塔利费希尔关系比较可靠。他们本来更相信阿伦的结果，以为自己会测得“正确”的也即接近50的数值，但实际上用比较近的几个星系测得的哈勃常数是65，比较接近但还是高于桑德奇和塔曼的50，而对较远的几个星系测得的哈勃常数值则高达90。怎么会是这样？

　　德沃古勒称他早就预言会发生这样的事，我们附近的室女星系团坐落在高密度区，吸引了附近星系，使其退行速度减慢，也使局部测得的哈勃常数小于“宇宙”哈勃常数。桑德奇和塔曼则不同意这种解释，他们认为这种近距哈勃常数低、远距哈勃常数高的现象是由于一种类似但不同于马姆奎斯特的效应，即示距参数本身有一定的分布范围，在较远的距离上人们测得的距离数值会系统地低于真实值，从而得到较大的哈勃常数。

　　为了增强说服力，桑德奇和塔曼抛弃了自己以前的做法，决定用一种新的办法重建距离阶梯。他们用Ia型超新星的亮度作为视距参数，因为Ia型超新星是很不错的标准烛光。他们再次得到了哈勃常数为50。