[비즈한국] 1920年，在華盛頓特區的史密森尼國家自然歷史博物館，上演了天文學史上最偉大的辯論。“我們宇宙的真實大小到底是多少？”圍繞我們銀河系之外是否存在其他星系而引發的天文學界辯論，最終升級為一個更根本的問題：我們宇宙的真實大小究竟如何？這場天文學大辯論的主角是希伯·柯蒂斯（Heber Curtis）和哈羅·沙普利（Harlow Shapley）。有趣的是，兩人在辯論前乘坐前往華盛頓特區的火車時就曾偶遇。但據說他們擔心各自的策略暴露，只是小心翼翼地打了聲招呼便回到了座位，場面想必十分尷尬。
許多天文學家和記者聚集在一起，期待著一場激烈的爭論。然而，兩人表現得非常紳士，討論過程顯得異常禮貌與平和。此外，他們也都沒有拿出支援各自觀點的強有力證據。真可謂“名聲在外的宴席，吃不到好東西”。最終，這場吸引了所有人目光的天文學家之爭，出乎意料地平淡收場。事實上，這場天文學大辯論的意義不在於現場的唇槍舌劍，而在於它讓關於宇宙大小的爭論從此正式進入了天文學界的主流舞臺。
大辯論至今已過去了一百多年。最近，又有兩位天文學家透過激烈的論文交鋒，開啟了新一輪的戰爭。與20世紀20年代那場平淡收場的辯論不同，這次的爭論相當激烈。21世紀天文學大辯論的主角是約翰霍普金斯大學的天文學家亞當·里斯（Adam Riess）和芝加哥大學的天文學家溫迪·弗裡德曼（Wendy Freedman）。亞當·里斯曾與布萊恩·施密特（Brian Schmidt）、索爾·珀爾馬特（Saul Perlmutter）共同透過超新星觀測證實了宇宙的加速膨脹，並因提出暗能量的可能性而獲得2011年諾貝爾物理學獎。
最近，里斯和弗裡德曼利用詹姆斯·韋布空間望遠鏡（JWST）觀測到的星系資料，圍繞宇宙的膨脹速度展開了激烈交鋒。此前透過超新星觀測構建了“宇宙加速膨脹”這一新正規化的里斯主張，我們迄今為止估算的星系距離值完全沒有問題。另一方面，弗裡德曼透過近期與同事秘密進行的研究提出質疑，認為我們所估算的星系距離似乎存在嚴重且普遍的誤差。這場論戰的主題看起來似乎微不足道，但事實並非如此。兩人誰的觀點正確，將決定宇宙的未來與命運，以及現代天文學的發展方向會走向截然不同的道路。
首先，要理解這兩位天文學家為何會產生如此尖銳的爭論，就必須理解現代天文學中最棘手、且至今未能解決的難題——“哈勃張力（Hubble Tension）”。簡單來說，哈勃張力是指根據觀測方式的不同，得出的宇宙膨脹率各不相同的問題。
計算宇宙膨脹率的方法實際上非常多樣，其中作為哈勃張力核心的方法主要有兩種。第一種是觀測宇宙微波背景輻射（CMB），這對應於大爆炸後熾熱濃縮的宇宙在均勻膨脹過程中，將熱量散佈至全宇宙時留下的印記。在早期宇宙冷卻時，全宇宙的密度隨機出現了極其微小的疏密差異。由於這種密度差異，今日所觀測到的宇宙微波背景輻射的溫度分佈也留下了微小的偏差，這被稱為溫度波動或密度波動。透過統計分析這些微小波動的分佈，可以推匯出構成宇宙的暗物質與暗能量的比例，從而獲知宇宙的膨脹率。
這種方法存在的問題是，根據所採用的宇宙學模型，估算值會有所不同。然而，由於它分析的是大爆炸後整個宇宙冷卻時留下的痕跡，因此被認為是能夠直接獲知整個宇宙膨脹率的方法。
第二種方法是透過直接對比星系的距離和各星系遠離我們的退行速度來計算宇宙膨脹率。這是自天文學家埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）早年的觀測以來一直使用的最傳統的方法，也是許多天文學家深信能夠直接求得宇宙膨脹率的方法。
不過，這其中存在一個問題。星系以多快的速度遠離我們（退行速度）實際上可以相當直接地得出——只需確認所觀測到的星系光譜整體偏向長波長的程度，即紅移值即可。問題的核心在於計算星系的距離。
如果是銀河系內非常近的恆星，可以透過以太陽為中心的地球公轉運動產生的視差來測量恆星的距離。視差利用的是被稱為三角測量的簡單數學方法，這是在數學上最準確獲知恆星距離的方法。但如果距離太遠，視差就不再適用了。還沒離開銀河系，視差就已經失效了。因此，天文學家們必須尋找其他方法來測定遙遠星系的距離。
如何才能獲知遠方星系的距離呢？其實基本原理很簡單。只需找出天體在遠處的實際亮度，以此為基準與在天空中看到的視亮度進行比較即可。這樣就能算出，一個實際上非常明亮的天體究竟在多遠的距離，才會在天空中顯得如此暗淡。今天，銀河天文學中距離測量的核心，就在於即便不知道距離，能否透過其他方式單獨獲知該天體的實際亮度。
這種能夠單獨測出實際亮度，從而成為測定天體距離指標的天體，在天文學中被稱為“標準燭光”。其概念是：既然知道了蠟燭本身的原始亮度，透過在天空中看到的暗淡視亮度，就能推算出蠟燭的距離。
最典型的標準燭光是天文學家亨麗愛塔·勒維特（Henrietta Leavitt）研究過的造父變星，以及據稱因白矮星從鄰近恆星吸收物質，或與其他白矮星碰撞而爆炸的Ia型超新星。勒維特透過研究麥哲倫星雲內的變星，發現造父變星亮度的變化週期與該恆星的實際亮度成正比。利用這種關係，只需觀察天空中亮度呈現週期性變化的造父變星的變光週期，就能單獨獲知其真實亮度，從而算出距離。
對於Ia型超新星，則基於一個稍顯激進的假設。據稱，白矮星在突破太陽質量1.4倍的極限質量瞬間，因無法承受不穩定的狀態而瞬間爆炸。恆星會噴湧出多巨大的能量，最終取決於該恆星的質量。如果所有Ia型超新星都是在突破相同質量極限的瞬間爆炸，我們就可以預期所有Ia型超新星最亮爆發瞬間的亮度大致相同。基於這種期望，Ia型超新星被視為告知遙遠宇宙距離的標準燭光。
問題在於，透過宇宙微波背景輻射求得的宇宙膨脹率，與透過造父變星、Ia型超新星等直接測量星系距離並將其與星系退行速度對比得出的膨脹率，結果並不一致。由宇宙微波背景輻射得出的結果約為63km/s/Mpc，而由星系退行現象直接求得的結果約為73km/s/Mpc。有趣的是，根據星系退行感知的宇宙膨脹率，比透過整個宇宙熱量冷卻感知到的宇宙膨脹要快。而且，隨著各種觀測方法日益精密，各自的誤差都在縮小，但兩種方式之間的差距卻在進一步拉大。面對同一個宇宙，透過兩種方法求出的膨脹率截然不同，這讓人深感困惑。
最終，這一事態引發了質疑：這兩種方法最初觀測的是同一個宇宙嗎？這一難題被稱為“哈勃張力”。
為了解決哈勃張力，直到最近，許多天文學家都懷疑透過星系退行現象推匯出的宇宙膨脹是否存有誤解。由於該方法是透過觀察星系運動來計算膨脹率，因此不僅要考慮整個宇宙的膨脹效應，還不能忽視鄰近星系因相互引力作用而產生的個體運動影響。如果我們恰好生活在一個周圍星系密度稀疏、像“空洞（Void）”一樣的空間裡，周圍的星系看起來就會比宇宙平均膨脹率以更快的速度向四周散開。但直到最近，在銀河系周圍尚未發現大型空洞的明確證據。
見此情景，弗裡德曼認為有必要客觀地重新審視現狀。實際上，退一步深究的話，一直以來我們測量從近鄰星系到遙遠星系等各種尺度宇宙規模和距離的方式中，都隱藏著一個共同的預設前提。即：在相對近的宇宙中確認的宇宙特徵，同樣適用於遙遠的宇宙。這可以看作是一種信仰。例如，勒維特在距離並不算太遠的幾十萬光年距離的造父變星之間發現了統一的規律。此後，天文學家們直接應用這一規律，將其作為測量距離遠達數百萬、數千萬甚至數億光年的遙遠星系的基準。
同樣地，Ia型超新星總是在相似亮度達到最亮爆發這一特徵，也僅僅是在相對近的宇宙中確認的結果。天文學家們認為這一特徵在遙遠宇宙也適用，因此直接將其應用於測量宇宙距離。
天文學家從距離相對較近、能夠準確獲知距離的恆星開始，逐漸向更遠的恆星測量，並校準距離測量方式的刻度。例如：在利用三角視差法能夠準確獲知距離的恆星中，恰好也有造父變星。這些恆星即使不使用勒維特的規律，也能獲知準確距離。透過這一點，可以得知變星準確的實際亮度，從而更精確地校準勒維特發現的造父變星關係。
這種一級一級向更遠宇宙測量距離的哲學，在天文學中被稱為“宇宙距離階梯（Distance Ladder）”。意為像爬梯子一樣，一步一步按順序踏上臺階來測量更遠宇宙的距離。這可以看作是現代天文學測定宇宙尺度最根本的哲學。
然而，弗裡德曼對這架梯子提出了質疑。這一路走來，每一階梯子真的都完美無缺嗎？中間哪怕只有一個臺階鬆動，我們都會到達錯誤的終點。弗裡德曼最新發表的研究似乎就包含了這種可能性。（後續內容請見下期專欄。）
關於作者池雄培（Ji Woong-bae）：熱愛貓咪與宇宙。兒時在看過《銀河鐵道999》後，立下了向世人宣傳宇宙之美的夢想。目前在延世大學星系演化研究中心及近宇宙論實驗室研究透過星系相互作用引發的演化，並進行演講及撰稿等各類科學傳播活動。著有《썸 타는 천문대》（曖昧天文臺）、《하루 종일 우주 생각》（整天思考宇宙）、《별, 빛의 과학》（恆星，光的科學）等書。