通過對(duì)離地球較近的Ia類超新星的進(jìn)一步研究,我們了解到這些超新星爆發(fā)的固有亮度可以由它變暗的速度來(lái)測(cè)定。越明亮的超新星,放出的光芒就越持久。由于這些離我們較近的超新星距地球的距離可以通過其附近星系來(lái)標(biāo)定,因此我們可以通過對(duì)它們的觀測(cè),來(lái)校訂遠(yuǎn)方超新星的固有亮度。這好比在學(xué)會(huì)了如何讀出燈泡上的標(biāo)記之后,無(wú)論距離多遠(yuǎn)我們都能知道這個(gè)燈泡是多少瓦的。同時(shí),因?yàn)槲覀円呀?jīng)知道物體的視覺亮度是如何隨距離變化的3,因此能通過對(duì)比遠(yuǎn)方超新星的視覺亮度和固有亮度,來(lái)推斷出它到地球的距離。

對(duì)遠(yuǎn)方超新星的研究,是測(cè)量宇宙膨脹速率中至關(guān)重要的一環(huán)。在一個(gè)不斷膨脹的宇宙中,物體遠(yuǎn)離的速率和它距觀察點(diǎn)的距離息息相關(guān)。事實(shí)上,物體離我們?cè)竭h(yuǎn),其退行速度就越快。因此,在已知退行速度和距離的函數(shù)關(guān)系后,我們就可以據(jù)此推算出宇宙的膨脹速率。4退行速度的測(cè)量比較簡(jiǎn)單,一般可以通過天體光譜的紅移率得出(見第7章),而測(cè)量距離相對(duì)而言則困難得多。

在埃德溫·哈勃最初的宇宙膨脹實(shí)驗(yàn)中,他選擇了一類特殊的恒星作為距離標(biāo)尺。5這些被統(tǒng)稱為造父變星(Cepheids)的恒星,遵守嚴(yán)格的明暗變化規(guī)律。通過研究銀河系中的造父變星,人們發(fā)現(xiàn)它們明暗變化的規(guī)律與其固有亮度有關(guān)。哈勃挑選了24顆這類恒星作為觀測(cè)對(duì)象,通過它們的明暗變化周期估算出其距地球的距離(周期代表固有亮度;將固有亮度和視覺亮度對(duì)比即可得到距離),并將這些數(shù)據(jù)和恒星各自的紅移率[已經(jīng)由其他天文學(xué)家給出,如維斯托·斯萊弗(Vesto Slipher)和米爾頓·赫馬森(Milton Humason)]進(jìn)行比較。紅移率和距離的對(duì)照分析結(jié)果是驚人的:更遙遠(yuǎn)的恒星(以及它們所屬的星系)確實(shí)在以更快的速度離我們而去。距離遠(yuǎn)一倍的,其退行速度也快一倍。令人遺憾的是,哈勃那時(shí)參考的造父變星數(shù)據(jù)是錯(cuò)誤的。(例如,直到20世紀(jì)50年代我們才知道造父變星可以分成兩類,而不同種類的明暗周期與亮度的關(guān)系是不同的)。由于這些錯(cuò)誤,哈勃得到的距離出現(xiàn)了較大的偏差,并導(dǎo)致他給出的宇宙膨脹速率是實(shí)際值的7倍。

隨著距離測(cè)量越來(lái)越精確,宇宙膨脹率也逐漸被修改至今天的數(shù)據(jù)。在哈勃太空望遠(yuǎn)鏡“關(guān)鍵”計(jì)劃(Hubble Space Telescope Key Project)實(shí)施后,我們于2001年得到了現(xiàn)今被廣泛接受的宇宙膨脹率。6在溫迪·弗里德曼(Wendy Freedman)的領(lǐng)導(dǎo)下,哈勃太空望遠(yuǎn)鏡團(tuán)隊(duì)觀測(cè)了13億光年以內(nèi)的多顆超新星。把它們作為標(biāo)度光源,研究人員在10%的誤差范圍內(nèi),發(fā)現(xiàn)宇宙空間正在以72公里每秒每百萬(wàn)秒差距(kilometers per second per megaparsec)的速度膨脹。在這一速度下,一個(gè)距我們1億光年的星系將以每秒1 372英里(約2 208公里)的速度遠(yuǎn)離我們。而距我們2億光年的星系,其速度還將加倍。