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張夢揚(yáng)提問：

某顆星星發(fā)出的光經(jīng)過了很長時間到達(dá)天文望遠(yuǎn)鏡，如何測量它究竟用了多長時間？天文望遠(yuǎn)鏡同時接收到來自同一方向的兩道光線，一道來自距離我們1億光年的天體，一道來自距離我們10億光年的天體，怎么區(qū)分這兩道光線？

怎樣區(qū)分不同天體的光線？

答：這是一個非常具有科學(xué)敏銳度和專業(yè)水平的好問題。在天文觀測中，的確需要經(jīng)常分辨不同類型的天體。如果兩個天體在天空平面上距離較近，我們要分清它們就需要分辨率足夠高的觀測設(shè)備，使得兩者在觀測圖像上呈現(xiàn)為不同的物體，而不是模糊地混疊在一起，然后再通過它們各自的顏色、亮度、幾何形狀、光變特性等參量來分辨是什么類型的天體。位于我們1億光年處的天體的光線和10億光年處的天體的光線的區(qū)別僅在于強(qiáng)弱，距離越遠(yuǎn)，天體越暗弱，其光譜質(zhì)量越差，沒有其他更深的東西。測量光線跑了多長時間，其實就是測算天體的距離。這的確是天文學(xué)研究的一個重要問題。天文學(xué)表述中常用秒差距（pc）作為距離單位（1秒差距約等于3.26光年）。

對較近的星體，通過比較恒星的絕對星等（即在距離該天體32.6光年處觀測到的它的亮度，實際上表示天體自身的總光度）和視星等（在地球上觀測得出的天體的亮度，其中修正了地球大氣和星際塵埃產(chǎn)生的影響）就可以計算出它與地球的距離（具體公式為：5×logD=m-M+5。此處的D是距離，單位是秒差距，m是視星等，M是絕對星等）。

絕對星等無法直接觀測，必須依賴天體物理模型來計算。對一般的主序恒星，可以根據(jù)觀測到的恒星光譜，通過比對恒星大氣模型來計算絕對星等。它的基本物理原理是：高溫物體的顏色反映其溫度，顏色越偏藍(lán)說明溫度越高。以此為基礎(chǔ)，再結(jié)合恒星半徑和大氣輻射轉(zhuǎn)移等其他參量就可以計算出絕對星等。這種方法在天文學(xué)上稱之為“分光視差”。

對某些特殊的天體，特別是造父變星，還可以利用它們的亮度（視星等）隨時間的變化來計算它的絕對星等。造父變星是一類光度發(fā)生周期性變化的天體，最典型的天鷹座η（希臘字母yita），最亮?xí)r為3.7等，最暗時為4.4等，光變周期為5天左右。造父變星的光變周期與絕對光度之間存在很好的相關(guān)性（學(xué)名“周光關(guān)系”），現(xiàn)已可通過大量觀測準(zhǔn)確測定。只要觀測造父變星的光變周期，就可以計算出它的絕對星等，再通過上面的公式計算出與地球的距離。另外一類天琴座RR變星也存在周光關(guān)系，但不夠明顯，同時天琴座RR變星的亮度遠(yuǎn)小于造父變星，所以測距范圍比造父變星小得多，精確性也較差。除了單顆恒星，另外一類特殊而重要的天體是Ⅰa型超新星。這類超新星是由白矮星吸積伴星物質(zhì)達(dá)到錢德拉塞卡極限后發(fā)生劇烈熱核反應(yīng)爆炸而形成的（見前文《化學(xué)元素的起源》——編輯注）。所有Ⅰa型超新星在爆發(fā)中的最大光度都比較接近，其少量差異可通過光度隨時間衰減的快慢關(guān)系（菲利普斯關(guān)系）來修正，所以我們能夠精確測定它的絕對星等，進(jìn)而計算距離。造父變星和Ⅰa型超新星的絕對星等都可以精確測定，所以在天文學(xué)上被稱為“標(biāo)準(zhǔn)燭光”。

對銀河系內(nèi)的天體，還有一種測距方法被稱為三角視差法。基本原理是：地球上觀測到的恒星在天空平面上的相對位置會隨著地球的公轉(zhuǎn)而不斷發(fā)生改變，變化量與恒星距離有關(guān)。測定該恒星一年中幾個時間的位置，就可以通過三角函數(shù)計算出它與地球的距離。歐空局2013年發(fā)射的“蓋亞”衛(wèi)星，將對銀河系數(shù)以十億計的恒星進(jìn)行三角視差和恒星自行運(yùn)動的高精度測量，繪制出全銀河系的三維結(jié)構(gòu)和運(yùn)動模式圖。

對遙遠(yuǎn)的河外星系，我們很難看見其中的普通恒星，研究對象主要是整個星系或星系核。某些星系中有“標(biāo)準(zhǔn)燭光”，即造父變星或Ⅰa型超新星，恰好可以被用來測量整個星系的距離。幾億光年以內(nèi)的星系都可以利用目前的望遠(yuǎn)鏡直接將其外圍的造父變星篩選出來。但是，隨著距離的增加，星系也會顯得更加暗弱，使測量誤差急劇增加，這時只能依靠星系中的Ⅰa型超新星來測量距離了。由于Ⅰa型超新星具有極高的亮度（為太陽光度的50億倍），可以以它為參照物測定幾億光年外的遙遠(yuǎn)星系的距離。這大大推進(jìn)了人類可觀測宇宙的空間范圍。但超新星爆發(fā)是較為罕見和短暫的天文現(xiàn)象，僅在少數(shù)星系中才能觀測到。

對于沒有“標(biāo)準(zhǔn)燭光”的遙遠(yuǎn)星系，又如何測定距離呢？答案是利用宇宙學(xué)紅移。宇宙學(xué)紅移是由于宇宙膨脹而產(chǎn)生的多普勒效應(yīng)。多普勒效應(yīng)指波源離開接收者遠(yuǎn)去時，被接收到的波的頻率會降低（波長變長），反之則會升高（波長變短）。乘火車旅行的人都曾聽到過對行列車發(fā)出的變調(diào)汽笛聲——尖嘯而來、低吼而去。這就是聲波的多普勒效應(yīng)。光也是一種波，當(dāng)光源一邊發(fā)光一邊遠(yuǎn)去時，觀測者接收到的光波頻率就會降低，波長變長，可見光的顏色會稍稍變紅，即“紅移”。量子力學(xué)告訴我們，原子分子發(fā)生量子躍遷時，可以產(chǎn)生特定頻率的譜線。將觀測到的星系中的譜線與地球上的同種原子譜線進(jìn)行頻率比較，就可以精確測定星系紅移的大小。

20世紀(jì)20年代，美國天文學(xué)家埃德溫·哈勃根據(jù)星系的多普勒效應(yīng)，發(fā)現(xiàn)了宇宙學(xué)紅移，結(jié)果總結(jié)為哈勃定律，數(shù)學(xué)公式表達(dá)為D=H0×v，其中D為星系距離，v為星系的退行速度，H0是兩者之間的比例常數(shù)，被稱為哈勃常數(shù)。之后，天文學(xué)界對百億秒差距范圍內(nèi)的Ⅰa型超新星進(jìn)行了大樣本觀測，并利用其他一些測距方法，例如Tully-Fisher關(guān)系（總光度與最大自轉(zhuǎn)速度的相關(guān)性），更加精確地測定了哈勃常數(shù)。

通過對星系紅移的大量后續(xù)觀測分析，天文學(xué)家得到了驚人的“宇宙大爆炸”學(xué)說，認(rèn)為我們的宇宙由極為致密的狀態(tài)開始爆發(fā)、膨脹，經(jīng)歷數(shù)百億年的演化后，才逐漸形成了今天所觀測到的形態(tài)。

宇宙膨脹導(dǎo)致的“紅移——距離”相關(guān)性可以用于估計星系距離。測量主要有兩個步驟：

（1）觀測星系光譜，測量其中較強(qiáng)譜線的紅移，根據(jù)多普勒效應(yīng)計算其退行速度；

（2）將退行速度代入哈勃定律計算距離。

利用哈勃定律可以精確計算10億秒差距（32.6億光年）范圍內(nèi)的星系距離。需要指出的是，由于宇宙加速膨脹，哈勃常數(shù)實際上是隨著紅移變化的，所以在天文學(xué)研究中，一般直接用紅移量來描述遙遠(yuǎn)天體的距離而不是換算成空間距離單位。

距離小于1000萬秒差距（3260萬光年）的近鄰星系相對退行速度較小，自身運(yùn)動導(dǎo)致的多普勒效應(yīng)會明顯干擾宇宙學(xué)紅移的測量，所以，造父變星等測距方法會顯得更為有效。

要觀測遠(yuǎn)距離（高紅移）的星系或核光譜質(zhì)量差的星系，最直接的方法是建造更大口徑的望遠(yuǎn)鏡，收集更多的光線，從而獲得比較明顯的信號。例如中國正在建設(shè)全世界最大的單口徑射電望遠(yuǎn)鏡——貴州的500米口徑射電望遠(yuǎn)鏡。該望遠(yuǎn)鏡的一項重要科學(xué)目標(biāo)就是探測高紅移宇宙的氫原子氣體，測量其空間分布和物理條件。這部分氣體被認(rèn)為是宇宙物質(zhì)演化的基本材料，它從很大程度上決定了宇宙中星系的形成演化和空間分布。

除了研發(fā)制造新式天文觀測儀器來搜尋暗弱天體，科學(xué)家還可以利用現(xiàn)有設(shè)備觀測那些雖然遙遠(yuǎn)但較為明亮的天體，特別是類星體和活動星系核（其中有超巨型黑洞吸積物質(zhì)釋放能量）。這些天體涉及高能物理的一系列關(guān)鍵問題，同時對研究整個宇宙的演化也具有重要意義。還有一些本來較為暗弱的星系，恰好處于某個前景星系團(tuán)的背后，星系的光線會因為“引力透鏡”效應(yīng)而看上去更為明亮。對這些星系也可以使用中小型望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行觀測研究，測定其物理性質(zhì)，增進(jìn)人類對遙遠(yuǎn)的古老宇宙的認(rèn)識。對高紅移天體的觀測，還與暗物質(zhì)、暗能量、宇宙時空結(jié)構(gòu)等重大問題緊密相連。這些問題都是自然界最深處的秘密，也是人類科學(xué)最前沿、最活躍的探索領(lǐng)域。

專家簡介

任致遠(yuǎn)，男，北京大學(xué)理學(xué)博士，現(xiàn)在中科院國家天文臺“星際介質(zhì)演化及恒星形成”研究團(tuán)隊從事科研工作。endprint