本文是一篇專業(yè)的社科論文，主要闡述了阿倫·桑德奇(六)對(duì)宇宙的猜想，詳情請(qǐng)看下面的介紹。

　　德沃古勒分析了沙普利艾米斯（Shapley Ames）星表中的星系分布數(shù)據(jù)，他發(fā)現(xiàn)比較亮的星系都排列在天球的一個(gè)窄帶上，因此他認(rèn)為從銀河系直到室女星系團(tuán)外有一個(gè)巨大的所謂本超星系團(tuán)，這是一個(gè)扁平的星系高密度區(qū)，星系的分布有高度的不均勻性，愛(ài)因斯坦所說(shuō)的宇宙的均勻性只在極大的尺度上才能實(shí)現(xiàn)，而在當(dāng)時(shí)可以觀測(cè)的尺度上，德沃古勒認(rèn)為星系分布根本不是均勻的。德沃古勒的這一理論在很長(zhǎng)的時(shí)間內(nèi)被天文界所忽略，直到80年代人們完成了大范圍的星系紅移巡天，可以直接看到星系的三維分布，才證實(shí)德沃古勒的觀點(diǎn)：甚至在上億光年的大尺度上星系都還不是均勻分布的，只有到幾十億光年的尺度上星系分布才變得均勻。這些冷遇使德沃古勒感到，這是因?yàn)樗莻�(gè)小人物、外來(lái)者。不過(guò)，在一定程度上德沃古勒描述問(wèn)題的方式也不夠清晰，正如他自己說(shuō)的，連樂(lè)于打破常規(guī)、喜歡新鮮想法的茨維基也不能接受他的觀點(diǎn)。

　　德沃古勒宣稱存在的超星系團(tuán)會(huì)使哈勃常數(shù)的測(cè)量變得非常復(fù)雜，因?yàn)橹挥性诔窍祱F(tuán)以上的尺度，宇宙的膨脹才是均勻各向同性的。早在1957年，德沃古勒就告訴過(guò)桑德奇這一觀點(diǎn)，桑德奇聽后立刻說(shuō)，如果這樣還怎么能測(cè)量宇宙學(xué)參數(shù)呢？因?yàn)檫@些不均勻性必然會(huì)導(dǎo)致在較小距離上星系的運(yùn)動(dòng)偏離哈勃定律預(yù)言的均勻各向同性，而在均勻性更好的大尺度上進(jìn)行觀測(cè)要求更遠(yuǎn)的距離，這總是很困難的。對(duì)于一個(gè)把測(cè)量哈勃常數(shù)當(dāng)作自己終身任務(wù)的人來(lái)說(shuō)，肯定不情愿接受這樣的觀點(diǎn)。作為哈勃的弟子，阿倫傾向于相信宇宙是均勻的，而且這也不能說(shuō)是盲信：從50年代開始，阿倫在測(cè)量紅移距離關(guān)系的時(shí)候就在仔細(xì)檢查觀測(cè)數(shù)據(jù)中是否有各向異性，他從未發(fā)現(xiàn)過(guò)顯著的各向異性，因此他不相信德沃古勒的說(shuō)法。在70年代初發(fā)表的論文中，他指出在數(shù)據(jù)中并沒(méi)有看到德沃古勒所說(shuō)的各向異性。

　　以我們今天的觀點(diǎn)回頭看這些爭(zhēng)論，在當(dāng)時(shí)所涉及的尺度上，星系的分布確實(shí)不均勻，這一點(diǎn)德沃古勒是對(duì)的。但是，引力的不均勻性沒(méi)有密度不均勻性那樣強(qiáng)，而且除了不均勻分布的物質(zhì)以外，宇宙中2/3以上的密度來(lái)自均勻分布的暗能量，所以宇宙總密度又沒(méi)有星系密度那樣不均勻。因此，不均勻性對(duì)星系運(yùn)動(dòng)速度的擾動(dòng)沒(méi)有那樣強(qiáng)烈，阿倫等人在觀測(cè)中并未發(fā)現(xiàn)宇宙膨脹有顯著的各向異性，也難怪他們不相信德沃古勒。

　　但德沃古勒當(dāng)時(shí)是不服氣的。1976年，他仔細(xì)閱讀了桑德奇和塔曼《通向哈勃常數(shù)之路》系列論文，他認(rèn)定這些論文中存在多達(dá)12個(gè)錯(cuò)誤，這些錯(cuò)誤導(dǎo)致桑德奇等人的哈勃常數(shù)【50千米/（秒·百萬(wàn)秒差距）】太低了。

　　德沃古勒主要的觀點(diǎn)是，必須在非常大的尺度上測(cè)量哈勃常數(shù)，因?yàn)樵诒容^小的尺度上，星系的不均勻分布導(dǎo)致星系不完全按照哈勃定律運(yùn)動(dòng)，而是會(huì)傾向于朝著附近的高密度區(qū)飛行，因此這樣測(cè)得的哈勃常數(shù)就會(huì)偏離真正的哈勃常數(shù)。他自己得到的哈勃常數(shù)是100千米/（秒·百萬(wàn)秒差距），是桑德奇的2倍。德沃古勒自認(rèn)為是挑戰(zhàn)正統(tǒng)的勇士。1976年，他在國(guó)際天文聯(lián)合會(huì)的特邀報(bào)告講臺(tái)上攻擊桑德奇和塔曼的觀測(cè)結(jié)果（阿倫并未參加此次會(huì)議），繼而又把自己的觀點(diǎn)發(fā)表在《自然》雜志上。他后來(lái)說(shuō)：“如果你說(shuō)皇帝沒(méi)穿衣服，你最好確保自己說(shuō)的沒(méi)錯(cuò)。”

　　德沃古勒發(fā)明了一系列新的示距參數(shù)與桑德奇、塔曼所采用的傳統(tǒng)方法對(duì)抗，在一系列論文中他闡述了自己的方法。桑德奇和塔曼的方法比較符合直覺(jué)，容易理解，用于確定距離的標(biāo)志由近而遠(yuǎn)如同臺(tái)階，而德沃古勒不相信直覺(jué)，他把多種視距參數(shù)相互交叉驗(yàn)證，這些不同方法像埃菲爾鐵塔的鋼架構(gòu)一般相互支撐著通向真理的頂點(diǎn)。他到處演講以宣傳自己的觀點(diǎn)并獲得了成功，盡管大多數(shù)人并不完全理解他的方法的技術(shù)細(xì)節(jié)，但許多人同情這種挑戰(zhàn)宇宙學(xué)正統(tǒng)的不同聲音。

　　當(dāng)然，阿倫·桑德奇所采用的較低的哈勃常數(shù)給出較大的宇宙尺度和更長(zhǎng)的宇宙年齡，比較容易避免與球狀星團(tuán)年齡相矛盾，因而那些相信宇宙密度等于臨界密度的理論家更樂(lè)于采用他的數(shù)值。但德沃古勒爭(zhēng)辯說(shuō)，這樣做預(yù)先假定了當(dāng)前流行理論的正確，有不誠(chéng)實(shí)的嫌疑，而他自己“從來(lái)不擔(dān)心觸犯《圣經(jīng)》”。

　　阿倫則認(rèn)為，德沃古勒的方法存在嚴(yán)重的馬姆奎斯特效應(yīng)影響。這個(gè)效應(yīng)是，如果我們觀測(cè)的天體有一個(gè)最低亮度的極限，那么到遠(yuǎn)處那些低亮度的天體就看不見了，而我們看到的天體都是那些亮度比較高的，因此其平均亮度就會(huì)增加。德沃古勒則認(rèn)為在他的樣本中這一效應(yīng)并不足以改變結(jié)果。雙方的結(jié)果相差整整一倍，然而雙方又都聲稱自己的誤差只有15%。

　　在這激烈爭(zhēng)論的兩派之間，一些年輕的研究人員走上舞臺(tái)并帶來(lái)了新的方法。其中最重要的一種是塔利

　　費(fèi)希爾關(guān)系。塔利（Tully）和費(fèi)希爾（Fisher）發(fā)現(xiàn)，星系的亮度與其氫原子發(fā)射的21厘米譜線線寬存在著很強(qiáng)的相關(guān)性，而后者可以用射電觀測(cè)獲得。因此使用21厘米線寬就可以很好地定出遠(yuǎn)處星系的絕對(duì)亮度，這和此前假定所有星系都一樣亮或者星團(tuán)中最亮的星系都一樣亮的方法相比，明顯改進(jìn)了測(cè)量的準(zhǔn)確度。他們得到的哈勃常數(shù)是90，更接近德沃古勒的結(jié)果。

　　阿倫對(duì)這一結(jié)果非常反感。他反駁說(shuō)，塔利和費(fèi)希爾所用的這些旋渦星系的亮度太容易受塵埃的影響，不可信賴。后來(lái)，年輕的阿榮森（Aaronson）等人建造了紅外測(cè)量?jī)x，用來(lái)測(cè)定星系的紅外亮度，紅外光不太受塵埃的影響，這樣獲得的紅外塔利費(fèi)希爾關(guān)系比較可靠。他們本來(lái)更相信阿倫的結(jié)果，以為自己會(huì)測(cè)得“正確”的也即接近50的數(shù)值，但實(shí)際上用比較近的幾個(gè)星系測(cè)得的哈勃常數(shù)是65，比較接近但還是高于桑德奇和塔曼的50，而對(duì)較遠(yuǎn)的幾個(gè)星系測(cè)得的哈勃常數(shù)值則高達(dá)90。怎么會(huì)是這樣？

　　德沃古勒稱他早就預(yù)言會(huì)發(fā)生這樣的事，我們附近的室女星系團(tuán)坐落在高密度區(qū)，吸引了附近星系，使其退行速度減慢，也使局部測(cè)得的哈勃常數(shù)小于“宇宙”哈勃常數(shù)。桑德奇和塔曼則不同意這種解釋，他們認(rèn)為這種近距哈勃常數(shù)低、遠(yuǎn)距哈勃常數(shù)高的現(xiàn)象是由于一種類似但不同于馬姆奎斯特的效應(yīng)，即示距參數(shù)本身有一定的分布范圍，在較遠(yuǎn)的距離上人們測(cè)得的距離數(shù)值會(huì)系統(tǒng)地低于真實(shí)值，從而得到較大的哈勃常數(shù)。

　　為了增強(qiáng)說(shuō)服力，桑德奇和塔曼拋棄了自己以前的做法，決定用一種新的辦法重建距離階梯。他們用Ia型超新星的亮度作為視距參數(shù)，因?yàn)镮a型超新星是很不錯(cuò)的標(biāo)準(zhǔn)燭光。他們?cè)俅蔚玫搅斯?shù)為50。