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天文學(xué)家找到的距離最遠(yuǎn)的天體，已經(jīng)接近可觀測宇宙的邊緣，也即100多億光年之遙。但你有沒有想過，這么遠(yuǎn)的距離，天文學(xué)家是如何測量出來的?

近日，利用開普勒望遠(yuǎn)鏡數(shù)據(jù)，天文學(xué)家又發(fā)現(xiàn)一顆與地球個(gè)頭相仿的行星K2-229b。這顆行星距離地球2.6億光年，即24萬億公里。以人們的日常經(jīng)驗(yàn)來說，這是非常遙遠(yuǎn)的距離。而相對(duì)于半徑137億光年的可觀測宇宙，行星K2-229b可以算得上是地球的近鄰。宇宙這么大，天文學(xué)家是如何測量天體的距離的呢?

20世紀(jì)初雷達(dá)發(fā)明以后，通過發(fā)射無線電脈沖，然后接收其遇到物體后反射的回波，可以準(zhǔn)確測量目標(biāo)天體的距離。雷達(dá)測距法已成為測量太陽系內(nèi)某些天體距離的基本方法之一。但是，當(dāng)距離增大到一定水平時(shí)，電磁波就會(huì)很弱，無法有效返回。對(duì)于更遠(yuǎn)的天體，天文學(xué)家有更多、更奇妙的測距方法。

在天空畫一個(gè)大三角

在浩瀚無垠的宇宙中，我們所在的太陽系實(shí)在太渺小了。天文學(xué)家希望知道更遙遠(yuǎn)空間中的其它恒星乃至更遙遠(yuǎn)的星系離我們到底有多遠(yuǎn)。

“19世紀(jì)的天文學(xué)家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)，有些恒星相對(duì)于天空中的其它更加遙遠(yuǎn)的天體，其位置在不同季節(jié)是變化的。以太陽和地球的距離作為基準(zhǔn)線，測量部分恒星的位置變化，利用三角測量法，就可以獲得這些恒星的距離。”中國科學(xué)院國家天文臺(tái)副研究員張?zhí)烀雀嬖V科技日?qǐng)?bào)記者。

這種測量法也被稱為“三角視差法”，它是一種利用不同視點(diǎn)對(duì)同一物體的視差來測定距離的方法。1838年德國天文學(xué)家弗里德里希·威廉·貝塞爾第一次成功地用這種方法測定天鵝座61號(hào)星的距離。對(duì)同一個(gè)物體，分別在兩個(gè)點(diǎn)上進(jìn)行觀測，兩條視線與兩個(gè)點(diǎn)之間的連線可以形成一個(gè)等腰三角形，根據(jù)這個(gè)三角形頂角的大小，就可以知道這個(gè)三角形的高，也就是物體距觀察者的距離。

為了更好地理解這種距離測量技術(shù)，我們可以做一個(gè)簡單的實(shí)驗(yàn)。伸出你的一根手指放在雙眼正前方，用物體遮蓋住左眼用右眼觀察手指在你面前的位置，然后再遮蓋住右眼用左眼觀察，你會(huì)發(fā)現(xiàn)手指在你面前移動(dòng)了一段距離。這種視運(yùn)動(dòng)就叫做視差。實(shí)際上手指并沒有移動(dòng)，而是觀察角度不同的緣故。在這個(gè)實(shí)驗(yàn)中，雙眼的距離充當(dāng)著等腰三角形的底邊。

清華大學(xué)物理系教授王曉鋒介紹，當(dāng)我們要測量恒星的距離時(shí)，可以選擇1月份地球在公轉(zhuǎn)軌道中的位置作為始點(diǎn)，7月份地球在公轉(zhuǎn)軌道中的位置作為終點(diǎn)，這兩點(diǎn)連成的線段作為“底邊”;然后在1月和7月分別觀察被測恒星相對(duì)于鄰近背景天體的位置，就可以得到恒星的視差值，這樣就可以利用“底邊”的長度和視差值計(jì)算出恒星的距離。

但是，當(dāng)恒星的距離超過一定數(shù)量時(shí)，視差角會(huì)變得太小，不能準(zhǔn)確測量，視差測距的方法不再有效。

恒星的真實(shí)亮度是多少

當(dāng)天體距離更為遙遠(yuǎn)時(shí)，天文學(xué)家使用一種被稱為光譜視差的方法來測量距離。在天文學(xué)上恒星的亮度一般用星等來表示，直接測量到的天體亮度被稱為視星等，而把天體置于10秒差距的距離處所得到的視星等稱為絕對(duì)星等，它反映天體的真實(shí)發(fā)光本領(lǐng)。“如果我們觀測到了恒星的光譜，可以知道一些類型恒星的絕對(duì)亮度(絕對(duì)星等)，就可以利用光譜視差法來獲得這些恒星的距離。這個(gè)方法的測距準(zhǔn)確度比前面的恒星三角測量法低，但把可以測量的范圍大大擴(kuò)大。”張?zhí)烀日f道。

可以用燈泡來解釋恒星的絕對(duì)星等與視星等的關(guān)系。燈泡的絕對(duì)亮度相當(dāng)于絕對(duì)星等，但是在一個(gè)大房間里，距離燈泡近的地方明亮，遠(yuǎn)的地方昏暗，這就是視亮度。很顯然，如果知道了恒星的絕對(duì)星等和視星等，就能夠計(jì)算出它的距離。

恒星的視星等比較容易測定，用測光儀器就可以得到亮度的數(shù)據(jù)。恒星的絕對(duì)星等的測量可以借助赫羅圖來測定。赫羅圖表示恒星的發(fā)光度與其光譜型的關(guān)系。圖上的每一點(diǎn)代表一個(gè)已知發(fā)光度和光譜型的恒星。恒星的表面溫度基本上決定了光譜中哪些譜線更明顯，通過仔細(xì)分析恒星的光譜，天文學(xué)家可以得出其光譜型及對(duì)應(yīng)的恒星分類，由此可根據(jù)赫羅圖得出恒星的發(fā)光度，也就是絕對(duì)星等。這樣一來，距離就測量出來了。但如果天體與我們的距離較遠(yuǎn)，比如超出銀河系的范圍，這種方法不再適用和精確。

光變周期也是線索

銀河系只是宇宙中數(shù)千億個(gè)星系中的一個(gè)。離我們最近的鄰居星系之一，如仙女座星系的距離，就無法通過光譜視差法知道。

1784年，英國天文學(xué)家古德里克在研究仙王座恒星時(shí)，發(fā)現(xiàn)恒星造父一的亮度會(huì)有規(guī)律地變化。他觀察到造父一的光度周期是5.37天。張?zhí)烀缺硎荆髞硗ㄟ^研究銀河系中的恒星，天文家發(fā)現(xiàn)有一類恒星和造父一相似，光度會(huì)周期性變化。它們的光變周期與其絕對(duì)亮度有很好的相關(guān)性：光變周期越長，絕對(duì)亮度越大。天文學(xué)家將類似的變星稱為造父變星，并利用它們光度變化周期與光度的關(guān)系(周光關(guān)系)來測量它們的距離。

“隨著望遠(yuǎn)鏡技術(shù)的發(fā)展，以哈勃空間望遠(yuǎn)鏡為首的設(shè)備，可以觀測到一些距離我們比較近的星系中的此類變星的亮度變化周期。利用周光關(guān)系，就可以計(jì)算這些變星的絕對(duì)亮度，并進(jìn)一步比較準(zhǔn)確地獲得這些恒星所在星系與我們的距離。”張?zhí)烀日f道。

如果把視線往更遠(yuǎn)處延伸，我們已經(jīng)很難看到恒星所發(fā)出來的微弱光芒。天文學(xué)家找到了比恒星亮數(shù)十億倍的天體：超新星。其中比較特殊的一類，即Ia型超新星由于特殊的爆發(fā)機(jī)制，具有大致相同的亮度，只是因?yàn)榫嚯x不同而看起來明暗不一。天文學(xué)家把它們作為標(biāo)準(zhǔn)燭光，測量更加遙遠(yuǎn)的距離。

哈勃定律來幫忙

天文學(xué)上最常用的測距方法，是測量天體發(fā)出譜線的紅移。

生活中，我們會(huì)發(fā)現(xiàn)當(dāng)火車向我們駛來時(shí)，火車的汽笛聲會(huì)越來越尖;當(dāng)火車離我們而去時(shí)，聽到的聲音越來越低沉。這是物理學(xué)上的多普勒效應(yīng)。

當(dāng)光源相對(duì)我們運(yùn)動(dòng)時(shí)，也會(huì)發(fā)生類似的現(xiàn)象。當(dāng)光源離開觀察點(diǎn)時(shí)，觀察點(diǎn)所接收到的波源發(fā)出的波的波長會(huì)變長，也即紅移;當(dāng)光源接近觀察點(diǎn)時(shí)，觀察點(diǎn)所接收到的波源發(fā)出的波的波長會(huì)變短，也即藍(lán)移。紅移或藍(lán)移的量，與光源相對(duì)我們的速度有關(guān)。20世紀(jì)20年代，美國天文學(xué)家埃德溫·哈勃研究了銀河系外星系的光譜，發(fā)現(xiàn)河外星系都存在譜線紅移，并且星系距離和紅移量成正比。這說明，所有星系都在遠(yuǎn)離我們而去。而根據(jù)哈勃定律，能從譜線的紅移量，推算出這些天體與我們的距離。

這種方法后來被廣泛用于測量天體距離。而且原則上，可測量極遙遠(yuǎn)天體的距離，是天體物理中極其重要的“量天尺”。