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

　　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窄帶上，因此他認為從銀河系直到室女星系團外有一個巨大的所謂本超星系團，這是一個扁平的星系高密度區(qū)，星系的分布有高度的不均勻性，愛因斯坦所說的宇宙的均勻性只在極大的尺度上才能實現(xiàn)，而在當時可以觀測的尺度上，德沃古勒認為星系分布根本不是均勻的。德沃古勒的這一理論在很長的時間內被天文界所忽略，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，才證實德沃古勒的觀點：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，這是因為他是個小人物、外來者。不過，在一定程度上德沃古勒描述問題的方式也不夠清晰，正如他自己說的，連樂于打破常規(guī)、喜歡新鮮想法的茨維基也不能接受他的觀點。

　　德沃古勒宣稱存在的超星系團會使哈勃常數(shù)的測量變得非常復雜，因為只有在超星系團以上的尺度，宇宙的膨脹才是均勻各向同性的。早在1957年，德沃古勒就告訴過桑德奇這一觀點，桑德奇聽后立刻說，如果這樣還怎么能測量宇宙學參數(shù)呢？因為這些不均勻性必然會導致在較小距離上星系的運動偏離哈勃定律預言的均勻各向同性，而在均勻性更好的大尺度上進行觀測要求更遠的距離，這總是很困難的。對于一個把測量哈勃常數(shù)當作自己終身任務的人來說，肯定不情愿接受這樣的觀點。作為哈勃的弟子，阿倫傾向于相信宇宙是均勻的，而且這也不能說是盲信：從50年代開始，阿倫在測量紅移距離關系的時候就在仔細檢查觀測數(shù)據(jù)中是否有各向異性，他從未發(fā)現(xiàn)過顯著的各向異性，因此他不相信德沃古勒的說法。在70年代初發(fā)表的論文中，他指出在數(shù)據(jù)中并沒有看到德沃古勒所說的各向異性。

　　以我們今天的觀點回頭看這些爭論，在當時所涉及的尺度上，星系的分布確實不均勻，這一點德沃古勒是對的。但是，引力的不均勻性沒有密度不均勻性那樣強，而且除了不均勻分布的物質以外，宇宙中2/3以上的密度來自均勻分布的暗能量，所以宇宙總密度又沒有星系密度那樣不均勻。因此，不均勻性對星系運動速度的擾動沒有那樣強烈，阿倫等人在觀測中并未發(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。

　　但德沃古勒當時是不服氣的。1976年，他仔細閱讀了桑德奇和塔曼《通向哈勃常數(shù)之路》系列論文，他認定這些論文中存在多達12個錯誤，這些錯誤導致桑德奇等人的哈勃常數(shù)【50千米/（秒·百萬秒差距）】太低了。

　　德沃古勒主要的觀點是，必須在非常大的尺度上測量哈勃常數(shù)，因為在比較小的尺度上，星系的不均勻分布導致星系不完全按照哈勃定律運動，而是會傾向于朝著附近的高密度區(qū)飛行，因此這樣測得的哈勃常數(shù)就會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·百萬秒差距），是桑德奇的2倍。德沃古勒自認為是挑戰(zhàn)正統(tǒng)的勇士。1976年，他在國際天文聯(lián)合會的特邀報告講臺上攻擊桑德奇和塔曼的觀測結果（阿倫并未參加此次會議），繼而又把自己的觀點發(fā)表在《自然》雜志上。他后來說：“如果你說皇帝沒穿衣服，你最好確保自己說的沒錯。”

　　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，容易理解，用于確定距離的標志由近而遠如同臺階，而德沃古勒不相信直覺，他把多種視距參數(shù)相互交叉驗證，這些不同方法像埃菲爾鐵塔的鋼架構一般相互支撐著通向真理的頂點。他到處演講以宣傳自己的觀點并獲得了成功，盡管大多數(shù)人并不完全理解他的方法的技術細節(jié)，但許多人同情這種挑戰(zhàn)宇宙學正統(tǒng)的不同聲音。

　　當然，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的宇宙年齡，比較容易避免與球狀星團年齡相矛盾，因而那些相信宇宙密度等于臨界密度的理論家更樂于采用他的數(shù)值。但德沃古勒爭辯說，這樣做預先假定了當前流行理論的正確，有不誠實的嫌疑，而他自己“從來不擔心觸犯《圣經》”。

　　阿倫則認為，德沃古勒的方法存在嚴重的馬姆奎斯特效應影響。這個效應是，如果我們觀測的天體有一個最低亮度的極限，那么到遠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增加。德沃古勒則認為在他的樣本中這一效應并不足以改變結果。雙方的結果相差整整一倍，然而雙方又都聲稱自己的誤差只有15%。

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

　　費希爾關系。塔利（Tully）和費希爾（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的相關性，而后者可以用射電觀測獲得。因此使用21厘米線寬就可以很好地定出遠處星系的絕對亮度，這和此前假定所有星系都一樣亮或者星團中最亮的星系都一樣亮的方法相比，明顯改進了測量的準確度。他們得到的哈勃常數(shù)是90，更接近德沃古勒的結果。

　　阿倫對這一結果非常反感。他反駁說，塔利和費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，年輕的阿榮森（Aaronson）等人建造了紅外測量儀，用來測定星系的紅外亮度，紅外光不太受塵埃的影響，這樣獲得的紅外塔利費希爾關系比較可靠。他們本來更相信阿倫的結果，以為自己會測得“正確”的也即接近50的數(shù)值，但實際上用比較近的幾個星系測得的哈勃常數(shù)是65，比較接近但還是高于桑德奇和塔曼的50，而對較遠的幾個星系測得的哈勃常數(shù)值則高達90。怎么會是這樣？

　　德沃古勒稱他早就預言會發(fā)生這樣的事，我們附近的室女星系團坐落在高密度區(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，他們認為這種近距哈勃常數(shù)低、遠距哈勃常數(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，即示距參數(shù)本身有一定的分布范圍，在較遠的距離上人們測得的距離數(shù)值會系統(tǒng)地低于真實值，從而得到較大的哈勃常數(shù)。

　　為了增強說服力，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)，因為Ia型超新星是很不錯的標準燭光。他們再次得到了哈勃常數(shù)為50。