本文是一篇专业的社科论文，主要阐述了阿伦·桑德奇(六)对宇宙的猜想，详情请看下面的介绍。
德沃古勒分析了沙普利艾米斯（Shapley Ames）星表中的星系分布数据，他发现比较亮的星系都排列在天球的一个窄带上，因此他认为从银河系直到室女星系团外有一个巨大的所谓本超星系团，这是一个扁平的星系高密度区，星系的分布有高度的不均匀性，爱因斯坦所说的宇宙的均匀性只在极大的尺度上才能实现，而在当时可以观测的尺度上，德沃古勒认为星系分布根本不是均匀的。德沃古勒的这一理论在很长的时间内被天文界所忽略，直到80年代人们完成了大范围的星系红移巡天，可以直接看到星系的三维分布，才证实德沃古勒的观点：甚至在上亿光年的大尺度上星系都还不是均匀分布的，只有到几十亿光年的尺度上星系分布才变得均匀。这些冷遇使德沃古勒感到，这是因为他是个小人物、外来者。不过，在一定程度上德沃古勒描述问题的方式也不够清晰，正如他自己说的，连乐于打破常规、喜欢新鲜想法的茨维基也不能接受他的观点。
德沃古勒宣称存在的超星系团会使哈勃常数的测量变得非常复杂，因为只有在超星系团以上的尺度，宇宙的膨胀才是均匀各向同性的。早在1957年，德沃古勒就告诉过桑德奇这一观点，桑德奇听后立刻说，如果这样还怎么能测量宇宙学参数呢？因为这些不均匀性必然会导致在较小距离上星系的运动偏离哈勃定律预言的均匀各向同性，而在均匀性更好的大尺度上进行观测要求更远的距离，这总是很困难的。对于一个把测量哈勃常数当作自己终身任务的人来说，肯定不情愿接受这样的观点。作为哈勃的弟子，阿伦倾向于相信宇宙是均匀的，而且这也不能说是盲信：从50年代开始，阿伦在测量红移距离关系的时候就在仔细检查观测数据中是否有各向异性，他从未发现过显着的各向异性，因此他不相信德沃古勒的说法。在70年代初发表的论文中，他指出在数据中并没有看到德沃古勒所说的各向异性。
以我们今天的观点回头看这些争论，在当时所涉及的尺度上，星系的分布确实不均匀，这一点德沃古勒是对的。但是，引力的不均匀性没有密度不均匀性那样强，而且除了不均匀分布的物质以外，宇宙中2/3以上的密度来自均匀分布的暗能量，所以宇宙总密度又没有星系密度那样不均匀。因此，不均匀性对星系运动速度的扰动没有那样强烈，阿伦等人在观测中并未发现宇宙膨胀有显着的各向异性，也难怪他们不相信德沃古勒。
但德沃古勒当时是不服气的。1976年，他仔细阅读了桑德奇和塔曼《通向哈勃常数之路》系列论文，他认定这些论文中存在多达12个错误，这些错误导致桑德奇等人的哈勃常数【50千米/（秒·百万秒差距）】太低了。
德沃古勒主要的观点是，必须在非常大的尺度上测量哈勃常数，因为在比较小的尺度上，星系的不均匀分布导致星系不完全按照哈勃定律运动，而是会倾向于朝着附近的高密度区飞行，因此这样测得的哈勃常数就会偏离真正的哈勃常数。他自己得到的哈勃常数是100千米/（秒·百万秒差距），是桑德奇的2倍。德沃古勒自认为是挑战正统的勇士。1976年，他在国际天文联合会的特邀报告讲台上攻击桑德奇和塔曼的观测结果（阿伦并未参加此次会议），继而又把自己的观点发表在《自然》杂志上。他后来说：“如果你说皇帝没穿衣服，你最好确保自己说的没错。”
德沃古勒发明了一系列新的示距参数与桑德奇、塔曼所采用的传统方法对抗，在一系列论文中他阐述了自己的方法。桑德奇和塔曼的方法比较符合直觉，容易理解，用于确定距离的标志由近而远如同台阶，而德沃古勒不相信直觉，他把多种视距参数相互交叉验证，这些不同方法像埃菲尔铁塔的钢架构一般相互支撑着通向真理的顶点。他到处演讲以宣传自己的观点并获得了成功，尽管大多数人并不完全理解他的方法的技术细节，但许多人同情这种挑战宇宙学正统的不同声音。
当然，阿伦·桑德奇所采用的较低的哈勃常数给出较大的宇宙尺度和更长的宇宙年龄，比较容易避免与球状星团年龄相矛盾，因而那些相信宇宙密度等于临界密度的理论家更乐于采用他的数值。但德沃古勒争辩说，这样做预先假定了当前流行理论的正确，有不诚实的嫌疑，而他自己“从来不担心触犯《圣经》”。
阿伦则认为，德沃古勒的方法存在严重的马姆奎斯特效应影响。这个效应是，如果我们观测的天体有一个最低亮度的极限，那么到远处那些低亮度的天体就看不见了，而我们看到的天体都是那些亮度比较高的，因此其平均亮度就会增加。德沃古勒则认为在他的样本中这一效应并不足以改变结果。双方的结果相差整整一倍，然而双方又都声称自己的误差只有15%。
在这激烈争论的两派之间，一些年轻的研究人员走上舞台并带来了新的方法。其中最重要的一种是塔利
费希尔关系。塔利（Tully）和费希尔（Fisher）发现，星系的亮度与其氢原子发射的21厘米谱线线宽存在着很强的相关性，而后者可以用射电观测获得。因此使用21厘米线宽就可以很好地定出远处星系的绝对亮度，这和此前假定所有星系都一样亮或者星团中最亮的星系都一样亮的方法相比，明显改进了测量的准确度。他们得到的哈勃常数是90，更接近德沃古勒的结果。
阿伦对这一结果非常反感。他反驳说，塔利和费希尔所用的这些旋涡星系的亮度太容易受尘埃的影响，不可信赖。后来，年轻的阿荣森（Aaronson）等人建造了红外测量仪，用来测定星系的红外亮度，红外光不太受尘埃的影响，这样获得的红外塔利费希尔关系比较可靠。他们本来更相信阿伦的结果，以为自己会测得“正确”的也即接近50的数值，但实际上用比较近的几个星系测得的哈勃常数是65，比较接近但还是高于桑德奇和塔曼的50，而对较远的几个星系测得的哈勃常数值则高达90。怎么会是这样？
德沃古勒称他早就预言会发生这样的事，我们附近的室女星系团坐落在高密度区，吸引了附近星系，使其退行速度减慢，也使局部测得的哈勃常数小于“宇宙”哈勃常数。桑德奇和塔曼则不同意这种解释，他们认为这种近距哈勃常数低、远距哈勃常数高的现象是由于一种类似但不同于马姆奎斯特的效应，即示距参数本身有一定的分布范围，在较远的距离上人们测得的距离数值会系统地低于真实值，从而得到较大的哈勃常数。
为了增强说服力，桑德奇和塔曼抛弃了自己以前的做法，决定用一种新的办法重建距离阶梯。他们用Ia型超新星的亮度作为视距参数，因为Ia型超新星是很不错的标准烛光。他们再次得到了哈勃常数为50。
后来，更多的天文学家加入了关于哈勃常数的测量，一些传统的方法逐渐被后来者摒弃，比如最亮或最大的天体（红超巨星、电离区、发射线环、椭圆星系）之类，因为这类方法容易受到样本大小的影响——样本较大时最亮或最大的天体往往更亮或更大些（斯科特效应），而且误差也不容易估计。新的观测集中在一些示距参数比较强或者有物理依据的效应上，例如造父变星、红巨星分支末梢、星系脉泽、表面亮度涨落、塔利
费希尔关系、Ia型超新星以及引力透镜和sz效应等（不过这后二者数据不多）。大多数人得到了介于二者之间的数值，也就是65～85，但阿伦仍然坚持50这一数字。
当哈勃空间望远镜准备发射的时候，阿荣森决定写一份观测计划申请，用“哈勃”望远镜的观测解决长期存在的争端。他邀请阿伦·桑德奇参加这一计划，但阿伦拒绝了，他说自己也打算写一个申请。阿荣森的申请成功了，然而他却在一次事故中不幸丧生，这一计划改由弗雷德曼（Wendy Freedman）负责，并有许多人参加。这就是着名的“哈勃”望远镜重点项目，该计划获得了许多观测时间，用于观测远距离的造父变星。
在地面上，由于大气湍流的影响，星星会“眨眼”，这是因为大气折射的星光路径会不断变化，使星光在我们眼睛或者望远镜中成像的位置不断变动。在望远镜长时间曝光时，星像实际成了一个较大的光斑，离得比较近的星像会混在一起，因此对1000万光年以外的星系，就难以分辨出造父变星了，而桑德奇塔曼与德沃古勒测得的天体距离也在这个尺度上开始出现较大差异。
尽管“哈勃”望远镜只是一台2.4米的小望远镜，但由于不再受大气层的影响，可以分辨出远到6000万光年的造父变星。再用这些造父变星定标其它示距参数比如塔利费希尔关系等，可以把观测的距离推到几亿光年以上。在这样比较远的距离上，宇宙的膨胀速度远远超过局部高密度区引力对星系运动速度的影响，结果就比较可信了。
德沃古勒于1995年去世。2001年，“哈勃”望远镜重点项目计划发表了观测结果：H0=72±3千米/（秒·百万秒差距）。这与之后不久利用宇宙微波背景辐射测得的结果也一致，后来，弗雷德曼在2010年给出的更新中给出H0=73±2±4千米/（秒·百万秒差距），前一个误差是统计误差，后一个是系统误差。这些结果被天文界普遍接受，当然，阿伦·桑德奇除外。
阿伦·桑德奇直到2010年去世前，一直和塔曼以及其他少数合作者继续研究哈勃常数的测量问题，他们始终认为，在较小尺度上的测量更为可靠。他们使用哈勃空间望远镜观测超新星用于校正造父变星的测距结果，同时也继续研究相关的各种测距问题。在2008年发表的一篇论文中，他们得到的H0=62.3±1.3千米/（秒·百万秒差距），这里给出的是统计误差，他们认为系统误差大约为6%。
在整个80年代～90年代，宇宙学都在突飞猛进。受到古思暴胀理论的刺激，许多粒子物理学家投身宇宙学领域，混沌暴胀、量子宇宙、宇宙弦、中微子、超对称暗物质等五花八门的新奇概念让人眼花缭乱。皮伯斯、泽多维奇（Zel’dovich）等的物理宇宙学也在迅速发展，他们研究了量子力学的测不准原理如何在宇宙的极早期造成了微小的原初扰动，而这些扰动又如何在引力的作用下增长。根据暗物质的理论，他们在80年代提出了描述星系形成的冷暗物质模型。继而在90年代，COBE卫星证实了宇宙微波背景辐射具有黑体谱，从而证实了宇宙大爆炸图象的正确性，并首先观测到了宇宙微波背景辐射的各向异性。几个大规模的红移巡天（特别是冈恩主持的SDSS巡天）勾绘出了星系的三维分布结构，并可以和冷暗物质模型的理论预言进行定量比较。
在90年代末到21世纪初，这些研究的发展达到了高潮。通过对超新星的观测，两组天文学家发现宇宙是加速膨胀的，也就是说，q0<0，这说明宇宙中存在着一种奇特性质的组分，后来被命名为暗能量。爱因斯坦提出、后来又抛弃的宇宙学常数就是一种可能的暗能量，这种成分可能占宇宙的3/4。
接着，通过对宇宙微波背景辐射各向异性的观测，人们终于找到了一个无可争议的标准尺度，进行宇宙学的测量，从而得出了宇宙空间既非开放也非闭合而是平直的结论。随着大量观测数据的产生，精确宇宙学时代来临了，宇宙学模型理论终于几乎可以定量地解释所有的天文观测结果。
对于这些发展，阿伦的态度是复杂的。对于暴胀、超弦等新奇理论，阿伦不感兴趣。不过，他承认，所谓宇宙学仅仅是测量两个数的说法已经过时了，他现在认为，有必要了解星系是怎样形成的。他自己也是星系形成研究的开创者之一，在1961年与Eggen和Lyndon—Bdll合作的一篇论文中，他们讨论了一种银河系经由原始星云塌缩形成的理论。当然，按照现在的理论，银河系的形成也许不是一次塌缩形成的，而是先形成若干小的星系，再逐渐并合，同时吸积一些周边的物质。尽管如此，他们这篇论文的许多思想也被后人所继承。
不过，在阿伦·桑德奇最感兴趣的观测宇宙学方面，我猜想他也许有些失落。自80年代卡耐基研究所与加州理工学院分道扬镳之后，卡耐基研究所就不再拥有世界上最大的望远镜了。阿伦最早提出的检验宇宙学模型的红移距离关系方法，这时已成为常识，利用Ia型超新星和微波背景辐射，我们今天有了比较准确的宇宙学模型参数。然而，阿伦本人在这方面的工作虽然是最早的尝试，却限于当时的条件而未能取得成功，后来取得成功的工作并没有他本人的参与。
阿伦一生中发表了500多篇论文，他获得了很多荣誉和奖励。众所周知，诺贝尔奖没有天文奖，但阿伦得到了奖金达200万美元的Crafoord奖。他也被公认为是二十世纪后期最伟大的宇宙学家之一。尽管如此，他似乎有点郁郁寡欢。晚年的阿伦有意地选择了孤独。他办公室的门一般是关着的，他也很少出席会议。然而，他仍在继续进行与哈勃常数测量有关的研究，这是他毕生的事业。每年他都要发表几篇有关的论文，直到去世。
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