從紅移到宇宙微波：用生活例子理解「宇宙膨脹」
你有沒有想過，為什麼越遠的星系，看起來走得越快？你可能以為是它們在宇宙中飛奔，但更貼切的說法是「宇宙本身在伸展」。就像香港地鐵尖峰時段，月台上人潮不是個別乘客特別厲害，而是整個人流一起推動前進——宇宙裡的星系也差不多，並非自己主動加速逃離，而是空間本身在「變大」。本文會用貼近日常的比喻，帶你由零開始理解：宇宙膨脹到底是什麼、我們如何知道、它如何影響時間與距離、為何不會把你家和太陽系一起拉長，以及「加速膨脹」和暗能量(dark energy)又是怎樣的一回事。
宇宙膨脹不是爆炸：更像橡皮麵包發酵
先釐清一個常見誤解：宇宙膨脹不是一次在空間中發生的爆炸，而是空間本身隨時間擴張。想像一個正在發酵的麵包麵團，葡萄乾就是星系。隨著麵團膨脹，每顆葡萄乾彼此之間的距離都在增加，但葡萄乾沒有在麵團裡「飛」；是麵團把它們帶開。宇宙的情況也相似：星系之間距離拉遠，並不是它們各自用火箭推進。
另一個常見比喻是貼滿小點的氣球。當你吹大氣球，點與點之間的距離同樣拉開。重要的是：沒有哪個點是絕對中心。對氣球表面上的每個點而言，它都看見其他點遠離自己。宇宙膨脹最難想像之處，就在於「沒有宇宙外面」，膨脹是整個三維空間的度量在變大，而非在某個外部空間中擴散。
我們如何知道宇宙在膨脹？哈勃–勒梅特定律
1920年代，天文學家觀測到遙遠星系的光譜被「紅移」(redshift)：光的波長被拉長，像消防車遠離時警笛音調變低的「多普勒效應」(Doppler effect)。不過在宇宙學中，主導紅移的並非星系在空間中的移動，而是空間本身在伸展，把光的波長一起拉長，稱為「宇宙學紅移」(cosmological redshift)。
把紅移數據對星系距離作圖，你會看到一條漂亮的直線：越遠的星系，退行速度越大，這就是哈勃–勒梅特定律(Hubble–Lemaître law)：v = H0 × d。這裡的 H0 叫哈勃常數(Hubble constant)，表示每單位距離的膨脹速率。它不是「一個物體的加速度」，而是宇宙整體尺度隨時間增長的速率指標。
今日我們用「距離梯」(distance ladder)和宇宙微波背景(CMB)等方法量度 H0，但不同方法間存在著「哈勃張力」(Hubble tension)：本地宇宙的觀測略高於早期宇宙推算，這是宇宙學前沿熱門研究課題，但不論哪個數值，宇宙正在膨脹已是鐵證。
紅移不只是速度：空間伸展如何拉長光
想像你在港鐵車廂內用彈簧玩具，若車廂突然變長，彈簧也被拉長。光在宇宙中傳播的波長就像那條彈簧，當宇宙尺度因膨脹而增加，光的波峰與波峰之間的距離也被拉開。這種紅移由尺度因子(scale factor, a(t))控制：今天到達我們眼睛的光，其紅移 z 與發出當時的宇宙尺度的比例有關，1 + z = a(今天)/a(發射時)。
這個觀點強調：紅移不是單純因為源頭「逃走」造成，而是光在穿越一個不斷伸展的舞池時，被地板拉長了步伐。
標準模型的舞台：弗里德曼–勒梅特–羅伯遜–沃克(FLRW)宇宙
廣義相對論(General Relativity)告訴我們，物質與能量決定時空幾何。若我們把宇宙在大尺度上視為均勻且各向同性(各個方向統計上相同)，其幾何可用 FLRW 度規描述。這個模型的關鍵是尺度因子 a(t)，它隨時間改變，代表宇宙的「尺」在變長或變短。當 a(t) 增加，就是宇宙膨脹；若減少，就是收縮。
尺度因子如何隨時間演化，由弗里德曼方程(Friedmann equations)支配。它們把膨脹率 H(t) = ȧ/a 與宇宙中的能量成分連結：物質(matter)、輻射(radiation)與暗能量(dark energy)。每種成分隨膨脹的稀釋方式不同：物質密度 roughly 隨 a^-3，輻射更快，隨 a^-4，而暗能量若像宇宙常數(cosmological constant, Λ)那樣，密度近乎不變。這些差異決定了宇宙在不同時代的主導物理與膨脹節奏。
不是一切都被拉長：為何你家不會被宇宙拉扯
很多人會問：既然宇宙在膨脹，為何我們的身體、地球、甚至銀河系沒有變大？關鍵在於引力與其他作用力會在小尺度上把物體束縛在一起。就像你把一張橡皮布拉伸，如果有幾個磁鐵把硬幣緊緊按住，硬幣之間就不會被拉開。宇宙膨脹只在「未被束縛」的大尺度上表現明顯：星系團之間的尺度上才看得出。
對於太陽系、銀河系，重力結合足夠強，局部的引力平衡壓過宇宙的膨脹。甚至在銀河系附近的本星系群(Local Group)，我們和仙女座星系(M31)因重力互相吸引，正以約每秒 110 公里靠近，這是膨脹背景上的局部運動(peculiar motion)，完全可能反向而行。
哈勃半徑、可觀測宇宙與「超光速」退行
另一個令人困惑的點：如果宇宙膨脹，會不會有星系以超過光速遠離？答案是：可以，但這不違反相對論。因為相對論限制的是「穿越空間的局部速度」不能超光速，而宇宙膨脹是「空間本身伸展」。在足夠遠的距離上，退行速度 v = H × d 可以超過 c，但那不是物體在局部穿越空間的速度。
哈勃半徑(Hubble radius)約為 c/H0，直觀上是「超過這個尺度，空間膨脹帶走光的速度與光本身差不多」。不過，是否能看見某處天體，還涉及更精細的視界概念，如粒子視界(particle horizon)與事件視界(event horizon)，它們取決於整個膨脹史，而不只是當下的 H0。可觀測宇宙(observable universe)的半徑目前約 460 億光年，遠大於宇宙年齡乘以光速，正是因為空間在光行途中持續伸展。
大爆炸不是「從一點爆開」：時間與熱史的開端
「大爆炸」(Big Bang)這名字容易讓人誤以為有個空中的炸點。更精確的說法是：若沿著 FLRW 模型回溯時間，尺度因子會趨向零，密度與溫度趨向極高，這是理論解中的「奇點」(singularity)。但我們不必把它想成一顆炸彈，而是宇宙的早期狀態極熱、極密、極均勻。此時宇宙充滿高能輻射，粒子誕生、湮滅、結合，逐步冷卻出我們熟悉的物質世界。
當宇宙約在大爆炸後 38 萬年，溫度降至約 3000K，電子與質子結合形成中性氫，光子不再被四處散射，第一次自由穿行，遺留的餘溫就是今天偵測到的宇宙微波背景(Cosmic Microwave Background, CMB)，溫度約 2.725K，微小的溫度起伏記錄著當時的密度不均，正是日後星系的「種子」。
為何宇宙這麼均勻又幾乎平坦？暴脹理論
標準熱大爆炸模型在面對幾個謎題時顯得吃力：為何 CMB 在遙遠方向上溫度幾乎一致(地平線問題, horizon problem)？為何空間在幾何上極接近平坦(平坦性問題, flatness problem)？暴脹(inflation)是一個在超早期宇宙發生的指數級快速膨脹階段，能同時解釋這兩點。
暴脹把一小塊原本彼此有因果聯繫的區域拉伸到比可觀測宇宙更大，讓我們今天看到的各方向像是「早就協調好」的均勻性；同時快速膨脹會把任何曲率稀釋得極小，像一個小山丘在被放大到足球場大小後看起來幾乎平坦。量子漲落經暴脹拉伸，成為日後大尺度結構的種子，這與 CMB 的統計特性吻合。
雖然暴脹的具體機制與「暴脹子」(inflaton)的物理仍未定論，但它提供了成功的框架，解釋了我們觀測到的初始條件。
加速膨脹與暗能量：把宇宙推開的「背景壓力」
1990年代末，超新星 Ia 型(supernova Ia)的距離–紅移觀測揭示：宇宙不僅在膨脹，而且在加速膨脹。這意味著有一種成分帶來「負壓力」(negative pressure)，在廣義相對論的方程中相當於提供排斥性的重力效應。我們把它稱為暗能量(dark energy)。
最簡單的暗能量模型是宇宙常數 Λ，它的能量密度隨時間幾乎不變，壓力 p = −ρc^2。若 Λ 為主導，遠期宇宙會呈現指數膨脹(de Sitter expansion)。替代理論則包括隨時間改變的暗能量(如 quintessence)或對重力理論本身的修改(modified gravity)。目前來自 CMB、重子聲學振盪(BAO)、超新星等多重證據支持一個簡潔的「ΛCDM」模型：冷暗物質(cold dark matter)加上宇宙常數，成功描述從早期到今天的大尺度宇宙。
至於哈勃張力，或許暗示我們對早期物理或宇宙成分仍有未理解之處，但無論如何，膨脹與加速膨脹的整體圖像在多重證據上極為穩固。
宇宙的「時間表」：從輻射主導到暗能量主導
如果把宇宙比作接力賽：早期由輻射主導，膨脹快速但密度掉得更快；接著物質接棒，星系在重力下長大，形成網狀的大尺度結構；近幾十億年來，暗能量上場，膨脹開始加速，讓星系之間的空隙越來越大。這場接力賽影響了天體形成與演化的時鐘，亦決定了我們今天能看到多遠、看到什麼。
膨脹如何影響「距離」的定義？
在日常生活中，距離就一個數字；在膨脹宇宙裡，距離有多種定義，各有用途：
- 共動距離(comoving distance)：隨著宇宙一起伸展的座標距離，方便比較不同時代的位置。
- 固有距離(proper distance)：在某一時刻「凍結宇宙」量度的真實尺長，會隨時間改變。
- 光度距離(luminosity distance)與角徑距離(angular diameter distance)：把光有多暗、角度有多小與真實距離連結的工具，考慮了紅移與幾何效應，因此在不同紅移下表現不一樣。
這些距離的分別，使得宇宙學觀測像會計科一樣需要精準換算；但當我們把它們放在同一個 FLRW 舞台，所有數字會彼此對上。
香港的日常視角：從街燈到宇宙微波
如果你在清晨跑步，會看到街燈隨著霧氣顯得散開，那是微粒把光散射、拉長你的視覺路徑。宇宙中的光則在億萬年時間尺度上被膨脹「拉長」。又比如說，你搭電梯上中環的高樓，離地面越遠，俯視的視野越廣；同樣，我們望向更遠的宇宙，其實也在回望更早的時間，像翻看城市成長的相簿：從今日的星系叢，到年輕的星系，再到更遠處的氫霧與 CMB。
未來的命運：永遠加速，還是物理反轉？
如果暗能量真是宇宙常數，宇宙會持續加速膨脹，星系彼此更孤立，遠處的光最終紅移到幾乎不可見。這個遠期圖景有時被戲稱「寂靜的長夜」。若暗能量隨時間變化，命運可能不同：有些模型預言膨脹趨緩，有些甚至走向「大撕裂」(Big Rip)，在極端負壓力下連星系以至原子結構都會被撕開。不過，目前觀測較支持接近宇宙常數的溫和路線。
常見誤解速解
- 「宇宙有中心嗎？」沒有。在均勻膨脹的幾何下，每個位置看出去都像是其他地方在遠離。
- 「紅移就是多普勒效應嗎？」部分是，但宇宙學紅移主要是空間伸展造成，與在靜止空間中移動的多普勒效應不同。
- 「膨脹會不會把我們拉長？」不會。局部束縛系統由重力、電磁力等維持，不受大尺度膨脹影響。
- 「有東西在宇宙外面嗎？」膨脹不是向外擴張到某個容器，而是空間度量本身改變。「外面」不是必需的概念。
我們如何持續檢驗這幅圖像？
新一代巡天如歐幾里得(Euclid)、羅曼太空望遠鏡(Nancy Grace Roman)、Vera Rubin 天文台，將以更精細的重子聲學振盪、弱引力透鏡(weak lensing)、超新星數據，測繪宇宙的膨脹史與結構生長，同步檢驗暗能量與重力理論。微波背景的偏振、重力波背景的追尋，也可能揭露暴脹的痕跡。哈勃張力是否指向新物理？未來數據將給出答案。
結語：把宇宙當作一個會呼吸的空間
宇宙膨脹的概念，乍聽抽象，實則有跡可循：從星系紅移的線性關係，到宇宙微波背景的餘溫，再到大尺度結構的分佈，證據相互扣合。把宇宙想像成一個會呼吸的空間——在最初的暴脹中急促擴張，在物質時代放緩，近來又因暗能量而加速。這種「呼吸」不會撼動你的住所與身體，卻悄悄塑造了星系之間的距離、我們能看見的邊界，甚至宇宙的最終命運。
下次你仰望夜空，試著想像：那些星光在路上被空間一點一滴拉長，才成為你眼中的微弱亮點。宇宙的擴張，不只是天文學家手中的方程式，也是一段長達 138 億年的集體旅程——我們正隨著這張膨脹的「宇宙車票」，一起向未來前行。
