近日，利用开普勒望远镜数据，天文学家又发现一颗与地球个头相仿的行星K2-229b。这颗行星距离地球2.6亿光年，即24万亿公里。以人们的日常经验来说，这是非常遥远的距离。而相对于半径137亿光年的可观测宇宙，行星K2-229b可以算得上是地球的近邻。宇宙这么大，天文学家是如何测量天体的距离的呢?
20世纪初雷达发明以后，通过发射无线电脉冲，然后接收其遇到物体后反射的回波，可以准确测量目标天体的距离。雷达测距法已成为测量太阳系内某些天体距离的基本方法之一。但是，当距离增大到一定水平时，电磁波就会很弱，无法有效返回。对于更远的天体，天文学家有更多、更奇妙的测距方法。
在天空画一个大三角
在浩瀚无垠的宇宙中，我们所在的太阳系实在太渺小了。天文学家希望知道更遥远空间中的其它恒星乃至更遥远的星系离我们到底有多远。
“19世纪的天文学家已经发现，有些恒星相对于天空中的其它更加遥远的天体，其位置在不同季节是变化的。以太阳和地球的距离作为基准线，测量部分恒星的位置变化，利用三角测量法，就可以获得这些恒星的距离。”中国科学院国家天文台副研究员张天萌告诉科技日报记者。
这种测量法也被称为“三角视差法”，它是一种利用不同视点对同一物体的视差来测定距离的方法。1838年德国天文学家弗里德里希·威廉·贝塞尔第一次成功地用这种方法测定天鹅座61号星的距离。对同一个物体，分别在两个点上进行观测，两条视线与两个点之间的连线可以形成一个等腰三角形，根据这个三角形顶角的大小，就可以知道这个三角形的高，也就是物体距观察者的距离。
为了更好地理解这种距离测量技术，我们可以做一个简单的实验。伸出你的一根手指放在双眼正前方，用物体遮盖住左眼用右眼观察手指在你面前的位置，然后再遮盖住右眼用左眼观察，你会发现手指在你面前移动了一段距离。这种视运动就叫做视差。实际上手指并没有移动，而是观察角度不同的缘故。在这个实验中，双眼的距离充当着等腰三角形的底边。
清华大学物理系教授王晓锋介绍，当我们要测量恒星的距离时，可以选择1月份地球在公转轨道中的位置作为始点，7月份地球在公转轨道中的位置作为终点，这两点连成的线段作为“底边”;然后在1月和7月分别观察被测恒星相对于邻近背景天体的位置，就可以得到恒星的视差值，这样就可以利用“底边”的长度和视差值计算出恒星的距离。
但是，当恒星的距离超过一定数量时，视差角会变得太小，不能准确测量，视差测距的方法不再有效。
恒星的真实亮度是多少
当天体距离更为遥远时，天文学家使用一种被称为光谱视差的方法来测量距离。在天文学上恒星的亮度一般用星等来表示，直接测量到的天体亮度被称为视星等，而把天体置于10秒差距的距离处所得到的视星等称为绝对星等，它反映天体的真实发光本领。“如果我们观测到了恒星的光谱，可以知道一些类型恒星的绝对亮度(绝对星等)，就可以利用光谱视差法来获得这些恒星的距离。这个方法的测距准确度比前面的恒星三角测量法低，但把可以测量的范围大大扩大。”张天萌说道。
可以用灯泡来解释恒星的绝对星等与视星等的关系。灯泡的绝对亮度相当于绝对星等，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。很显然，如果知道了恒星的绝对星等和视星等，就能够计算出它的距离。
恒星的视星等比较容易测定，用测光仪器就可以得到亮度的数据。恒星的绝对星等的测量可以借助赫罗图来测定。赫罗图表示恒星的发光度与其光谱型的关系。图上的每一点代表一个已知发光度和光谱型的恒星。恒星的表面温度基本上决定了光谱中哪些谱线更明显，通过仔细分析恒星的光谱，天文学家可以得出其光谱型及对应的恒星分类，由此可根据赫罗图得出恒星的发光度，也就是绝对星等。这样一来，距离就测量出来了。但如果天体与我们的距离较远，比如超出银河系的范围，这种方法不再适用和精确。
光变周期也是线索
银河系只是宇宙中数千亿个星系中的一个。离我们最近的邻居星系之一，如仙女座星系的距离，就无法通过光谱视差法知道。
1784年，英国天文学家古德里克在研究仙王座恒星时，发现恒星造父一的亮度会有规律地变化。他观察到造父一的光度周期是5.37天。张天萌表示，后来通过研究银河系中的恒星，天文家发现有一类恒星和造父一相似，光度会周期性变化。它们的光变周期与其绝对亮度有很好的相关性：光变周期越长，绝对亮度越大。天文学家将类似的变星称为造父变星，并利用它们光度变化周期与光度的关系(周光关系)来测量它们的距离。
“随着望远镜技术的发展，以哈勃空间望远镜为首的设备，可以观测到一些距离我们比较近的星系中的此类变星的亮度变化周期。利用周光关系，就可以计算这些变星的绝对亮度，并进一步比较准确地获得这些恒星所在星系与我们的距离。”张天萌说道。
如果把视线往更远处延伸，我们已经很难看到恒星所发出来的微弱光芒。天文学家找到了比恒星亮数十亿倍的天体：超新星。其中比较特殊的一类，即Ia型超新星由于特殊的爆发机制，具有大致相同的亮度，只是因为距离不同而看起来明暗不一。天文学家把它们作为标准烛光，测量更加遥远的距离。
哈勃定律来帮忙
天文学上最常用的测距方法，是测量天体发出谱线的红移。
生活中，我们会发现当火车向我们驶来时，火车的汽笛声会越来越尖;当火车离我们而去时，听到的声音越来越低沉。这是物理学上的多普勒效应。
当光源相对我们运动时，也会发生类似的现象。当光源离开观察点时，观察点所接收到的波源发出的波的波长会变长，也即红移;当光源接近观察点时，观察点所接收到的波源发出的波的波长会变短，也即蓝移。红移或蓝移的量，与光源相对我们的速度有关。20世纪20年代，美国天文学家埃德温·哈勃研究了银河系外星系的光谱，发现河外星系都存在谱线红移，并且星系距离和红移量成正比。这说明，所有星系都在远离我们而去。而根据哈勃定律，能从谱线的红移量，推算出这些天体与我们的距离。
这种方法后来被广泛用于测量天体距离。而且原则上，可测量极遥远天体的距离，是天体物理中极其重要的“量天尺”。
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