为什么光速不能限制宇宙的膨胀？

　　尊敬的读者，感谢您在百忙之中阅读我的文章，这是对我努力的肯定，也是持续创作的动力，向您致以我最诚挚的敬意，希望能得到您的一个关注，在此感谢！

　　在 20 世纪最重要的发现之一中，我们了解到宇宙不仅仅是一个静态、不变的背景，而且空间本身会随着时间的推移而膨胀。就好像宇宙的结构正在被拉伸，使得遥远的物体彼此之间的距离越来越远。当我们超越本地群体时，我们会在空间的各个方向和各个地方看到这种现象。然而，在它诞生近 100 年后，即使对于天文学和天体物理学专家来说，它仍然是一种神秘、违反直觉的现象。

　　膨胀宇宙的视觉历史包括被称为大爆炸的炽热致密状态，以及随后的生长和结构形成。全套数据，包括对轻元素和宇宙微波背景的观测，只剩下大爆炸作为我们所看到的一切的有效解释。随着宇宙的膨胀，它也会冷却，从而形成离子、中性原子，最终形成分子、气体云、恒星和星系。如果没有希格斯粒子（它在非常早期的高温阶段向宇宙粒子赋予质量），这一切都是不可能的。

　　人们很自然地想知道，如果宇宙正在膨胀，那么空间膨胀的速度有多快？我们的订阅者想通过询问来了解这一点：

　　“嗨！你能用简单易懂的语言帮我理解空间相对于光速的膨胀速度吗？（这个百万秒差距的想法对我来说太复杂了。）它是不是比光速快 2 倍？100 倍？等等。”d。

　　通常，当我们考虑扩展某些东西时，我们会考虑速度。如果我们愿意的话，我们可以这样做，但是对于我们所看到的每个特定对象，答案都会有所不同。这就是为什么。

　　这个简化的动画展示了在膨胀的宇宙中光如何红移以及不相关物体之间的距离如何随着时间的推移而变化。请注意，这些物体最初比光在它们之间传播的时间更近，由于空间的膨胀，光线变红，两个星系最终的距离比它们之间交换的光子传播的路径远得多。不断膨胀的宇宙使得我们目前的宇宙视界之外最远 150 亿光年的星系最终变得可见，尽管可到达的星系越来越少。

　　当您使用通过天文学发现的任何物体时，您总是在测量某种形式的能量（通常是光），这些能量要么是物体发射的，要么是吸收的。加热到一定温度的物体（例如恒星）会发出具有跨越一定波长范围的特定光谱的光。由与原子核结合的电子组成的物体，例如原子、离子或分子，只会发射和/或吸收特定波长的光：这些波长由允许的特定量子跃迁决定。

　　由于物理定律在宇宙中的任何地方（包括其他恒星和星系）都是相同的，因此您可以假设我们在地球上的实验室实验中观察到的相同原子和分子跃迁也将出现在我们所观察的任何天文物体上。如果存在氢，您可以期望在遥远物体的光谱中看到与在地球上看到的相同的发射和/或吸收线。

　　检验这一假设的一个合理的起点是观察太阳，然后观察其他恒星（或恒星集合），看看它的运作情况如何。

　　来自太阳的可见光光谱，不仅可以帮助我们了解太阳的温度和电离，还可以帮助我们了解其中存在的元素的含量。又长又粗的线条是氢和氦，但其他线条都是重元素，一定是在上一代恒星中产生的，而不是在热大爆炸中产生的。

　　当我们将太阳发出的光分解成不同的波长时，我们正在研究光谱学。我们可以轻松地看到许多不同元素的指纹，并识别原子核中具有不同质子数的原子中具有特定跃迁的谱线。

　　您需要了解一件重要的事情：当我们观察宇宙中其他物体的吸收和/或发射时，它们由与太阳和地球相同的元素组成。它们所包含的原子吸收和发射光的物理原理与我们所知的原子相同，因此它们发射和吸收光的波长和频率与我们与之相互作用的原子相同。

　　但是，当我们观察宇宙中其他物体的光时，我们几乎从未看到与实验室或太阳产生的光完全相同的波长和频率。相反，我们看到的谱线会根据我们所看到的物体而系统地相对于彼此移动。此外，当我们观察某个特定对象时，每条线都会以完全相同的系数移动。

　　正如 Vesto Slifer 在 1910 年代首次指出的那样，我们观察到的一些物体显示出某些原子、离子或分子的吸收或发射的光谱特征，但系统地向光谱的红端或蓝端移动。结合对这些物体距离的测量，这些数据得出了宇宙膨胀的最初想法：星系距离越远，它的光在我们的眼睛和仪器中显得越红。

　　发射光的地方和吸收光的地方之间存在重力势差。当物体深入引力“洞”时，光获得能量并转变为更短的波长：蓝移。当物体爬上引力“山”时，光会失去能量并转移到更长的波长：红移。这是广义相对论所预言的，因为空间曲率不仅告诉物质如何移动，还告诉光和所有形式的辐射如何移动。

　　源和观察者之间还存在相对运动：我们通常所说的多普勒频移。我们最常通过声音体验到这一点。当发出声音的车辆（例如警车、卖冰淇淋的人或响亮的贝司手）朝您驶来时，您听到的声音的音调会更高。当它远离您时，声音的音调会降低。光和所有波都会发生同样的情况：如果光源和观察者相互靠近，观察者看到的光将会发生蓝移，如果它们相对远离彼此，观察者看到的光将会发生蓝移。将会发生红移。

　　以接近光速移动并发光的物体将发出的光根据观察者的位置而变化。左边的人会看到光源远离他们，因此光线会发生红移；当源向他们移动时，源右侧的人会看到它发生蓝移或向更高频率移动。

　　最后，还有宇宙膨胀的影响。当光穿过宇宙时，每个单独的光子（构成所有光的量子）都具有特定的波长，而该波长决定了光子的能量。如果宇宙膨胀，这种光的波长也会拉伸，导致红移；类似地，如果宇宙正在压缩（这也是假设的，但没有观察到），波长就会压缩，导致蓝移。

　　如果你想了解宇宙是如何膨胀的，那么你的任务就很明确了。您必须在不同方向和不同距离观察大量物体，并测量每个物体的累积红（或蓝）移。然后，您需要尽可能地绘制宇宙地图，并使用该信息来推断引力红/蓝移的影响以及相对于您移动的单个物体的影响。当你考虑到其他所有因素时，剩下的就是宇宙膨胀的影响。

　　每当星系发光时，由于以下两个属性，观察者最终看到的光将具有与第一次发出光时不同的属性和波长：光源朝向观察者的相对运动，以及膨胀宇宙，发生在源头和观察者之间。到星系的距离越远，观察到的红移越大，观察到的时间膨胀也越大，因为观察者接收到的信号在时间上会被“拉伸”。

　　对于附近（数千万光年内）的物体来说，局部运动的影响占主导地位。仅通过观察我们周围的物体无法可靠地测量宇宙的膨胀。

　　引力束缚在一起的物体，包括恒星、恒星系统、星团、球状星团、单个星系，甚至相连的星系团和星系团，都不会受到宇宙膨胀的影响。

　　幸运的是，引力红移和蓝移基本上是一种较小的影响，其出现的幅度通常远小于总测量影响的 1%。

　　但在大宇宙尺度上，也就是距离我们相对较远的物体（数亿、数十亿、甚至数百亿光年），宇宙的膨胀是唯一重要的影响。

　　这是测量随着宇宙随宇宙时间演化而空间如何膨胀的最佳方法：观察散布在整个宇宙中的所有这些物体，忽略最近的物体，并根据平均数据确定宇宙如何膨胀。

　　哈勃在 1929 年对宇宙膨胀进行了最初的观测，随后进行了更详细但也不确定的观测。与前辈和竞争对手相比，哈勃图以更好的数据清楚地显示了红移和距离之间的关系；现代的类似物更进一步。请注意，即使在长距离上，特定速度始终存在，但总体趋势很重要。

　　这一切都始于 1923 年，当时埃德温·哈勃测量了距我们所在星系之外的第一个星系：仙女座星系的距离。在接下来的几年里，他不仅测量了许多这些星系的距离，还将它们与之前对这些星系的光一般如何发生红移或蓝移的观察结果结合起来。乔治·勒梅特 (Georges Lemaitre) 根据初步数据，于 1927 年发表了一篇论文，得出宇宙正在膨胀的结论，并首次测量了膨胀率。第二年，霍华德·罗伯逊独立做了同样的事情。但直到 1929 年哈勃本人和他的助手 Milton Humason 发表了他们的论文，更广泛的天文学界才开始注意到这一突破性的结果。

　　这个故事最重要的部分不是他们测量的具体值；而是他们测量的具体值。最重要的是了解宇宙膨胀意味着什么。这意味着对于宇宙中任何两个不受引力束缚的物体，它们之间的空间随着时间的推移而膨胀。当这些位置之一的观察者看着另一个位置时，他会看到另一个位置产生的光在到达他的眼睛时似乎发生了红移。他们所看到的物体越远，光线的红移就越大。

　　许多不同的物体类别和测量用于确定物体的距离与其表观后退速度之间的关系，我们从其光相对于我们的相对红移得出该关系。正如您所看到的，从非常近的宇宙（左下）到远超过 100 亿光年的遥远地方（右上。