我们都知道 ， 宇宙浩瀚无穷 。 但我们朝任何一个方向望去时 ， 宇宙最遥远的可见区域大约在460亿光年之外 。 但这实际上 ， 还只是我们的一个最佳估计 ， 因为没有人确切知道 ， 宇宙到底有多大 。
我们能看到的最遥远距离 ， 是自宇宙大爆炸之后光传播的距离（或者更准确地来说 ， 是从宇宙大爆炸中抛射出来的微波辐射） 。 大约138亿年前 ， 宇宙在一场大爆炸中诞生 ， 自此之后 ， 宇宙一直在膨胀 。 但是由于我们并不知道宇宙的真正年龄 ， 我们也就很难确定在我们看不见的范围之外 ， 宇宙到底膨胀到了什么程度 。
天文学家曾尝试使用“哈勃常数”来确定宇宙的膨胀程度 。 这是当前宇宙膨胀速度的一个度量 ， 哈勃常数可以确定宇宙的规模 ， 包括宇宙的大小和年龄 。
我们不妨把宇宙类比称一个正在膨胀的气球 。 当恒星和星系（好比气球表面的斑点）越来越快地远离彼此时 ， 它们之间的距离也越来越大 。 从我们眼中看去 ， 就是某个星系离我们越是遥远 ， 它黯淡下去的速度也就越快 。
不巧的是 ， 天文学家测量哈勃常数的次数越多 ， 我们基于对宇宙的理解所建立的预测便越站不住脚 。 一种测量方法直接给了我们一个确定的值 ， 而另一种测量方法（取决于我们对宇宙其他参数的理解）则给出了不同的结果 。 要么这两种测量方法都是错的 ， 要么就是我们对宇宙的理解存在缺陷 。
但是现在 ， 科学家们相信 ， 他们离答案不远了 。 当然 ， 这一切 ， 离不开旨在了解哈勃常数之本质的新实验和观察结果 。
作为宇宙学家面临的挑战其实是一个工程挑战：我们如何才能尽可能精确、准确地测量这个常数？要解决这个挑战 ， 不仅需要获得测量的数据 ， 还是以尽可能多的方式交叉检验测量方法 。 从一个科学家的角度来看 ， 这更像是将拼图完整地拼凑起来 ， 而非破解谜团 。
天文学家埃德温·哈勃在1929年对哈勃常数进行了首次测量 ， 这个常数也正是以埃德温·哈勃的名字命名 。 首次测量将哈勃常数定为500km/s/Mpc ， 或者310miles/s/Mpc 。 Mpc表示百万秒差距 ， 一个宇宙距离尺度 ， 大约相当于326万光年的距离 。 500km/s/Mpc ， 即意味着 ， 距离地球的距离每增加一个百万秒差距 ， 星系远离我们的速度便加快500千米每秒 。
在哈勃首次估测宇宙膨胀率后的一个多世纪中 ， 这个数值曾一次又一次地被向下修正 。 如今哈勃常数的值在67km/s/Mpc到74km/s/Mpc之间 。 一部分原因在于 ， 测量的方式不同 ， 哈勃常数也会有所不同 。
关于哈勃常数差异的大多数解释认为 ， 测量哈勃常数值的方法有两种 。 第一种方法是观察银河系附近星系远离我们的速度 ， 而另一种方法则选择使用宇宙微波背景（即宇宙大爆炸之后留下的第一束光） 。
我们至今仍可以观测到宇宙微波背景 。 但是 ， 由于宇宙的遥远区域正离我们越来越远 ， 这种光被拉伸成无线电波 。 上世纪六十年代 ， 因一次偶然的机会 ， 天文学家首次发现这些无线电信号 。 这些无线电信号也让我们有机会了解宇宙最早期的样子 。
两种互斥力——引力的内向拉力和辐射的外向推力 ， 在宇宙诞生之初 ， 上演了一场宇宙拔河比赛 ， 所产生的扰动 ， 至今仍以微小的温度差异的形式 ， 存在于宇宙微波背景中 。
研究人员可以通过这些扰动 ， 测量出宇宙大爆炸后不久 ， 宇宙膨胀的速度 ， 然后将其应用于宇宙学标准模型来推断目前的膨胀速度 。 这个标准模型 ， 是目前对宇宙起源、宇宙组成以及我们今天所看到一切的最好解释 。
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