将近一个世纪以来，我们一直都知道宇宙正在膨胀。
早在1929年的时候，埃德温·哈勃基于亨丽爱塔·勒维特和其他人的工作，发现星系正在远离我们。自那之后，我们想出了一系列方法来测量宇宙的膨胀率。这些方法得出的结果都有一点差异，因此我们至今仍然不知道宇宙究竟膨胀的有多快。
△ 图1：埃德温·哈勃。（? California Digital Library）
想要知道宇宙的膨胀速度，我们只要测量一个物理参数，即“哈勃常数”。哈勃常数越大，就代表宇宙的膨胀率越大。知道了哈勃常数的值，也就知道了宇宙年龄。如果你不断地往过去追溯，宇宙最终会达到一个炽热和致密的点，即大爆炸开始的时候。
△ 图2： 膨胀宇宙的历史：当我们往回追溯的时候，最终会发现宇宙有一个开端。（图片来源：NASA / CXC / M. Weiss.）
在宇宙之中，有一种特别的变星叫造父变星，它的光变周期与它的光度成正比，因此可用于测量星系的距离。哈勃通过测量造父变星的亮度得出星系的距离，并结合维斯托·斯里弗的星系红移资料，他得出了星系的距离和红移的粗略关系。他发现，距离越远的星系，红移越大，因此推测那些星系的退行速率越高。
哈勃最初的计算得出哈勃常数大约为500千米/（秒·百万秒差距），但这个值直接导致了宇宙学危机。如果哈勃测量的值是对的，那么宇宙的年龄只有20亿年，而地质证据显示地球的年龄大约为40多亿年。地球怎么可能比宇宙存在的时间还久？
△ 图3：通过三个步骤，天文学家以前所未有的精确度测量了哈勃常数。（图片来源：NASA, ESA, A. FEILD , and A. RIESS ）
当然，在那个时候我们对距离的测量精确度远不如今天。现在，我们对哈勃常数的测量已经越来越精确，这个值被确定在70千米/（秒·百万秒差距）左右，因此宇宙的年龄为140亿年左右。
天文学家发展了不同的方法，利用不同的数据类型来计算哈勃常数，它们都得出类似的结果。这意味着我们确信宇宙正在膨胀，并且我们能够计算它的膨胀速度。但是，虽然这些不同的方法得出的值大致上都吻合，但并不是完全一致的。
过去我们认为，只要我们不断地改善测量并进一步减少误差，这个差异就会消失。但事实上却揭露了一个新的问题：不同的测量方法给出了不同的膨胀率。这就说明我们对宇宙膨胀的理解或许有误。
△ 图4：宇宙距离尺度（红色）测量的哈勃常数与CMB（绿色）和BAO（蓝色）测量的值存在着差异。（图片来源：“COSMOLOGICAL IMPLICATIONS OF BARYON ACOUSTIC OSCILLATION MEASUREMENTS”, AUBOURG, éRIC ET AL. PHYS.REV. D92 (2015) NO.12, 123516.）
在2016年，诺贝尔物理学得主 Adam Riess 领导的一个小组利用哈勃太空望远镜对19个星系中的造父变星和Ia型超新星做出了精确地测量，他们取得了前所未有的精度（不确定性降到了2.4%），得出哈勃常数为73.23 ± 1.74千米/（秒·百万秒差距）。
另一种方法是跟微波背景辐射（CMB）的起伏有关。CMB是大爆炸遗留下来的热辐射，虽然在整体上CMB的温度几乎是均匀的，但在小尺度上温度有着微小的起伏。当宇宙逐渐膨胀，这些起伏会被拉伸。在图5你所看到的起伏峰值决定了宇宙的膨胀率，也就可以得到哈勃常数。对 CMB 最精确的测量时来自普朗克卫星，测得的值为 66.93 ± 0.62 千米/（秒·百万秒差距）。另一方面史隆数字巡天（SDSS）和其它项目对大尺度星系团（重子声学振荡，BAO）的测量给出的值为 67.6 ± 0.7 千米/（秒·百万秒差距）。 CMB和BAO测量的哈勃常数相一致。
△ 图5：CMB在不同尺度下的温度起伏。（图片来源：NASA/WMAP）
不同的方法得出的结果不吻合说明现有的宇宙模型似乎有问题。我们现在的宇宙学模型称为LCDM模型，包括普通物质、暗物质和暗能量。尽管这些测量结果都是非常精确地，但它们都依赖于一些特定的假设。
而现在，天文学家利用一种新的方法来测量哈勃常数，其结果引起了热烈的讨论。
△ 图6：遥远的背景星系发出的光线在经过离我们较近的星系时，光线会被弯曲，这会导致我们看到多个影像。（图片来源： ALMA (ESO/NRAO/NAOJ), L. CAL?ADA (ESO), Y. HEZAVEH ET AL.）
这个测量哈勃常数的新途径是通过叫引力透镜的效应。科学家观测了五个遥远的类星体。在每个类星体和地球之间是一个大质量的星系。当光线经过大质量星系时，星系就像透镜一样，经过的光线会被弯曲。因此，我们不会只看到一个遥远类星体的图像，而是多个图像（见图6、7）。
△ 图7：引力透镜效应。（图片来源：ESA/Hubble, NASA）
由于这些大质量星系的质量不是均匀分布的，因此光线经过它们时弯曲的程度也不同。所以，遥远类星体的光线到达地球的时间也会因为经过不同的路径而不同。也就是说有一些类星体的影像会更快的到达我们的视线，有一些则较慢。我们已经在遥远的超新星上看到这样效应，这使我们能够看到一个超新星在几十年时间里的多次“即时回放”。
与此同时，类星体的亮度也会发生变化，在不同的时间点上，其影像会发生不同的闪烁，这种闪烁的间隔与光线行进的距离有关。由于光线传播的时间依赖于宇宙膨胀的速度，科学家通过测量闪烁的间隔就可以计算哈勃常数。
这里的关键在于这种方法不受模型的其它参数所影响，比如普通物质和暗物质的总量。这是一种更直接的测量，因此不依赖于模型的假设。最终给出的哈勃常数为71.9 ± 2.7 千米/（秒·百万秒差距）。
这一结果与天文学家利用造父变星和Ia型超新星测得的值一致，但与CMB的结果有较大的差异。由于这个最新数值较少依赖于模型，这就使我们对现在宇宙学模型产生疑问。为什么 CMB 和 BAO 的测量数值要比其它的低？我们还不知道答案，虽然这一最新结果令人惊喜，但也没有解决哈勃常数的谜题。
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