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找一把“量天尺”——测量天体距离的方法

对渺小的人类来说,夜空中的天体都是遥不可及的。然而,古往今来无数的天文学家却以无比的智慧和毅力,试图凭借点点闪烁不定的星光去测量天体间的距离。

    测量宇宙的距离好像爬楼梯一样,从近距离到远距离一层一层地往上爬。而测量的距离的方法也好像接力赛跑者一样,各扮演着不同的角色,合力完成测量宇宙距离的任务。依照天体距离的不同,天文学家测量的方法依次为:视差法、比较亮度法和谱线红移法。

视差法

    要测量邻近天体的距离,我们可采用“视差法”。视差法是一种比较容易理解的距离测量技术。你可以自己来体验一下:举起你的一个手指放在鼻子前几厘米处,睁着左眼闭起右眼观察手指在背景中的位置,然后闭上左眼睁开右眼,你会发现手指在你面前移动了一段距离。实际上并不是手指移动了,而是因为观察的角度改变了的缘故。这种视运动就叫做视差。“这同测量恒星的距离有什么关系?”不要着急,现在把你的同一个手指放在你面前30厘米处,重复刚才的实验,你将发现由于视差而产生的手指位移大大减少了。也就是说,当被观测物体(手指)与观测者的距离增加时,由视差产生的位移也成比例地减少。当我们要测量恒星的距离时,首先要计算出一条基线的长度(在上面的实验中,你双眼的距离就是作为基线的),这条基线必须足够长,因为恒星的距离太远了。如果我们选择地球一月份的空间位置作为始点,选择地球七月份时的空间位置作为终点,两点的距离作为基线才“足够大”。在一月份和七月份分别观察被测恒星相对于邻近背景天体的位—置,就得到了恒星的视差值,通常是一个很小的角度。利用基线的长度和这个角度,根据三角关系就可以计算恒星的距离。

    古希腊天文学家在2000多年前已提出“视差法”的基本原理,并藉此测定地球的半径。16世纪丹麦天文学家第谷则利用“视差法”证明彗星比月球离地球更远。1838年,德国天文学家贝塞尔测定出天鹅座61号星的距离,差不多同时,英国的亨德森测量出半人马座中的亮星南门二的视差,俄国的斯特鲁维测量出天琴座中的亮星织女星的视差。

    但视差法只适用于距离我们几百光年以内的恒星。对于150光年远的恒星来说,视差移动已经因太小而难以测定;对于600光年远的恒星,它们的视差会不可避免地为观测时的误差所掩盖。更遥远的恒星就必须依赖别的方法了。

              比较亮度法

    今天,已经有上百万颗恒星的距离被测定并记录下来,但其中绝大多数恒星的距离不是用视差法测出的,而是用比较亮度法。

    事实上,每颗恒星有它本身的亮度,这个亮度是恒星真实的发光能力。但我们从地球上看到的不是恒星的真实亮度,而是视亮度。打个比喻,房间里的灯泡,有它真实的发光能力,即灯泡的瓦数,但是在一个大房间里,距离灯泡近的地方明亮,远的地方昏暗,这就是视亮度的不同。很显然,一颗星星的视亮度既与它的真实亮度有关,也与它同观测者的距离有关。因此,在距离、视亮度和真实亮度之间,知道了其中的两个,就可以求出第三个的数值。如果我们知道了恒星的视亮度和真实亮度,就能够计算它的距离了。

    一颗星的视亮度比较容易测定,我们人眼看到的就是视亮度,用测光仪器就可以得到亮度的数据。测定星星真实的亮度就很麻烦了。我们不可能立刻动身去恒星边上,拿出测光仪器开始测量。幸好我们已经知道,恒星发出光的颜色与它的温度之间有直接的联系。例如蓝色比橙色的温度高,橙色又比红色的温度高。天文学家一般通过恒星的颜色来确定它的表面温度,结合恒星的视亮度就可以得到它的真实亮度。这样,即使是很远的恒星也可以测量它们的距离了。一般来说,一颗星星的视亮度同它的真实亮度的比值越小,说明恒星离地球越远。

    超出10万光年之外,一般星星的光度就显得太小而不为我们所见,天文学家又找到了造父变星作为标准。造父变星是怎么回事呢?虽然大多数恒星遵循太阳的生命轨迹,但恒星生命中的变数是很多的。1784年,年仅20岁的英国聋哑天文学家古德里克在研究仙王座恒星时,发现其中的一颗——造父一的亮度会有规律地起伏变化。古德里克观察到造父一的光度周期(即从最暗变到最亮又回到最暗所需要的时间)是5.37天。此后的天文学家在宇宙不同角落陆续找到其它类似的变星,统称为“造父变星”。造父变星的光变周期与它们的真实亮度有联系:光变周期越长,亮度就越大。由于知道了视亮度和真实亮度,就可以计算恒星的距离,因此光变周期成为了计算变星距离的理想手段。因为这颗变星就在某个星系或星团里,所以天文学家也就知道了那个星系或星团的距离了。由于造父变星的光度都很大,它们好像是宇宙中特殊的指路灯塔,以它的变化着的光芒为信号,向我们指示灯塔的距离。

             谱线红移法

    20世纪20年代,美国天文学家埃德温·哈勃在加利福尼亚州的威尔逊山用当时世界上最大的反射式望远镜研究银河系外星系,他分析了这些星系的光谱,发现各种谱线的波长都移向红色一端。这种现象叫做红移,说明那些星系正在向远处飞离。光是电磁波,当光源远离观测者时,接受到的光波频率比其固有频率低,即向红端偏移,这种现象称为“红移”;当光源接近观测者时,接受频率增高,相当于向蓝端偏移,称为“蓝移”。

    由于宇宙在不断膨胀,星系距我们越远,红移就越大。换而言之,越远的星系,其飞离我们的速度也越快。哈勃据此提出了“哈勃定律”,确定了计算行星运行速度的天文学计量单位——“哈勃常数”。基于哈勃的理论,天文学家可以通过测量遥远天体光谱中的红移程度去计算它的飞离速度,继而计算出它的距离。原则上,这个方法可测量极遥远天体的距离,然而,由于天体飞离速度跟距离间的关系是建立于宇宙膨胀理论中的一些假设,因此测量出来的结果一般都不太准确。

    近年来,天文学家找到一种新的宇宙灯塔,可让我们更准确地测量远至数10亿光年外的天体距离。在研究Ia型超新星时,天文学家发现它们不单在光度变化上非常相似,而且在最光亮时的亮度也极为一致。由于超新星是恒星垂死前的一次极猛烈爆炸,刹那间闪耀的光芒甚至盖过整个星系中上千亿颗恒星,因此远至数十亿光年外也能清楚测量得到。利用太空望远镜和其它先进的观测仪器,天文学家努力地在宇宙空间中搜索出现Ia型超新星的星系,只要测出这些超新星的最大亮度,便可更准确地推算出星系跟地球间的距离。1998年,一群美国天文学家便是透过观测Ia型超新星来推算出一些极遥远星系的距离,再对照这些星系光谱中的红移程度,给我们的宇宙膨胀理论提供了全新的资料。

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