但在当时，德沃古勒并不服气。1976年，他仔细阅读了桑德奇和塔曼“通向哈勃常数的步骤”系列论文，他认定这些论文中存在多达12个错误，而这些错误导致桑德奇等人给出的哈勃常数(50km/s/Mpc)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参数，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100km/s/Mpc，是桑德奇的两倍。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和塔曼所采用的传统距离阶梯方法对抗，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，这些不同方法象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(Malmquist)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，如果不修正这一效应，这会导致低估远处天体的距离而获得较大的哈勃常数。德沃古勒认为在他的样本中，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百分之十五，一场关于哈勃常数的学术争论就此爆发。

 

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(Tully-Fisher)关系。塔利和费希尔发现，星系的亮度与其氢原子发射的21cm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21cm线宽就可以很好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。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光学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？

红外塔利－费希尔关系，横坐标是星系21cm线宽，纵坐标是I波段星等

 

德沃古勒称他早就预言会发生这样的事，因为我们附近的室女座星团坐落在高密度区，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和马姆奎斯特效应类似但略有不同的效应，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，比如哈勃和阿伦当年曾采用的最亮或最大的天体（红超距星，电离区，发射线环、椭圆星系）之类，因为这类方法很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(Scott)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(TRGB)，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（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。他邀请阿伦参加这一计划，阿伦拒绝了，他说自己也打算写一个申请。后来阿荣森的申请成功了，然而他却在一次事故中不幸丧生，这一计划改由阿伦在卡耐基天文台的同事弗雷德曼(Wendy Freedman)负责，并有许多人参加。这就是著名的哈勃望远镜重点项目(HST key project)，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”，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，因此对一千万光年以外的星系，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，可以分辨出远到六千万光年的造父变星。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。

 

哈勃空间望远镜

德沃古勒1995年就去世了，没有等到这一项目的结果发表。2001年，哈勃望远镜重点项目计划发表了观测结果，得到的数值介于德沃古勒和桑德奇－塔曼之间：H₀=72 ±3 km/s/Mpc.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 km/s/Mpc，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，阿伦除外：他直到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 km/s/Mpc,这里给出的是统计误差，他们认为系统误差大约6％。

 

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