陳厚尊

1977年，美國的夫妻檔導演查爾斯·埃姆斯和雷·埃姆斯拍攝了一部時長僅9分鐘的科普短片，中文片名譯為《十的次方》，展現(xiàn)的是從宏觀的已知宇宙到微觀的基本粒子的一系列典型圖像。影片始于高度約1米的俯拍畫面：一位白人男子剛與家人進完午餐，安然地躺在草坪上休憩。之后，影片開始以每10秒放大10倍的速度，不斷提升觀眾視角。公園，芝加哥城，五大湖區(qū)，美國國土，以及整個地球相繼進入視野。這感覺，仿佛再現(xiàn)了法國詩人雅克·普列維爾的那首著名詩歌《公園里》：

? ? 格林尼治時間2012年6月5日至6日發(fā)生了21世紀最后一次金星凌日天象。這幅圖是由位于日地系統(tǒng)第二拉格朗日點（L2）的SOH0衛(wèi)星拍攝的凌日路徑合成圖。這實際上是一幅偽色圖，真正的拍攝波段為17.1納米的極紫外波段。

清晨在蒙蘇利公園，公園在巴黎，巴黎是地上的一座城，地球是天上的一顆星。

然而，這僅僅是一場不可思議的旅行的開始。接下來的影像里，我們又依次目睹了地月系統(tǒng)、地球繞日軌道、九大行星（當時冥王星尚未降級）、逐漸消失于繁星間的太陽、群星世界、銀河系旋臂一隅、銀河系、本星系群、本超星系團……直至可見的全宇宙。其中，最后那張展現(xiàn)“已知宇宙”的影像看起來似乎混沌一片，毫無特點，而這恰恰與影片在微觀盡頭的某些圖像不謀而合（不知道是埃姆斯導演有意為之，還是當時的拍攝技術限制所致）。哪怕你只是個對科學一無所知的門外漢，這部短短9分鐘的影片依然能喚醒你心底對自然、對宇宙的那份最原始的敬畏。

現(xiàn)代物理學研究的對象在尺度上總共跨越了45個數(shù)量級。近幾年，隨著哈勃空間望遠鏡、大型強子對撞機（LHC）以及激光干涉引力波天文臺（LIGO）的投入運行，人類的視野范圍又拓寬了三個數(shù)量級。在微觀領域，人類最靈敏的探測儀器所能感知的最小尺度差不多是1阿米?？赡苷Ｈ祟^腦里對這樣的單位沒有什么概念，但如果我告訴你這只有通常原子的一億分之一的話，或許對你會有幫助。前面提到的LHC和LIGO的靈敏度差不多都在阿米量級上。2012年，LHC一度達到最大設計運行能量時，對撞機內(nèi)一枚質(zhì)子的德布羅意波長差不多是0.3阿米。2015年9月和12月，位于美國華盛頓州和路易斯安那州的LIGO接連探測到兩起發(fā)生于宇宙深處的恒星級黑洞合并事

件。事件產(chǎn)生的引力波擾動在經(jīng)過LIGO的兩條4千米長的臂時產(chǎn)生的空間形變差不多也是1阿米。在宏觀領域，哈勃空間望遠鏡的超深空場已經(jīng)捕捉到了大爆炸后僅4億年誕生的星系所發(fā)出的微弱光線。居此類排行榜首位的，是一個編號為GN-z11的高紅移星系，其紅移值達到了11.09，相應的到地球的距離約320億光年。這已經(jīng)接近了理論上可見宇宙的半徑大小。

縱觀物理學面對的45級尺度階梯，天文學占了其中20個，即從107至1026，前者是地球直徑的量級，后者是可見宇宙半徑的量級。在物理學的其他分支中不可能找出比這更大的尺度跨越了。在不同的量級上，天文學的研究對象可謂千差萬別，但其中一個最基本的問題都不容回避，那就是天體的測距。這是我們認識宇宙的基礎，沒有準確的距離測量，天文學家就不能準確了解天體的空間分布，也無法知曉宇宙在各種尺度上的真實結(jié)構。此外，天體測距與天體的性質(zhì)與演化

也有重要關系。舉個例子，一顆恒星的視亮度主要由三個因素決定：一是恒星本身的亮度，二是恒星的距離，三是星際物質(zhì)的消光作用。若不考慮最后一個因素，剩余三個物理量無論測得哪兩個，都能立即算出第三個。一般而言，恒星的視亮度是容易測量的，只需用一套標準相機對其進行曝光即可。在此基礎上，如果我們能獲得恒星距離的信息，便能算得恒星本身的亮度，也就是恒星的絕對星等。該數(shù)值與恒星的色指數(shù)（可以簡單理解為恒星的顏色）一道，共同決定了恒星在赫羅圖上的位置。赫羅圖是一把開啟恒星世界奧秘的金鑰匙，任何與恒星有關的研究都離不開它。打個不恰當?shù)谋扔?，赫羅圖之于恒星物理學，猶如藏寶圖之于海盜。解釋不同質(zhì)量的恒星在赫羅圖上的演化軌跡，是2 0世紀恒星物理學的首要任務。

既然天體距離的數(shù)據(jù)在天文學各分支中扮演了如此重要的角色，那么，天文學家的“武器庫”中都有什么辦法獲取它呢？前面提到，天文學研究對象的尺度涉及20個量級，因此，不同尺度的天體適用的測距方法和測距原理也全然不同。當然，除了尺寸最小的地月系統(tǒng)以外，天文學家不可能當真拿著一把“巨型尺子”，去實地丈量各天體間的距離。目前，激光測距技術是人類所能操縱的最大規(guī)模的“尺子”，利用它，我們可以實時測定月球到地球的距離變動，精度能達到8厘米左右?？墒菍τ诟b遠的天體，這兩種設備就有點鞭長莫及了。

對于太陽系以內(nèi)的天體，最適宜的測距方法是視差測距法。視差測距的原理，一言以蔽之，就是通過視差大小確定目標與觀察者的距離。相信許多人對視差現(xiàn)象并不陌生。當我們觀察周圍世界的時候，經(jīng)常發(fā)現(xiàn)兩只眼睛呈現(xiàn)的視野并不重合，而是存在少許偏移，距離越遠的物體偏移越小。以至于遙遠的群山、天邊的云朵、頭頂?shù)男窃碌饶繕?，我們的雙眼就很難察覺出它們的視差，因而出現(xiàn)了“月亮走，我也走”的神奇現(xiàn)象。另外，在戰(zhàn)爭年代，熟練運用“跳眼法”測距是許多炮兵的必修技能。其基本原理就是利用人的雙目視差。深諳“跳眼法”的炮手只需伸出大

拇指對著目標比畫一下，就能心算出擊中目標所需的炮筒仰角，然后一發(fā)即中。

天文學史上第一次大規(guī)模運用視差測距法對太陽系內(nèi)的天體展開測距是在18世紀60年代，當時發(fā)生了兩次難得一見的金星凌日天象。實際上早在1716年，英國天文學家埃德蒙·哈雷就發(fā)現(xiàn)利用金星凌日的機會，天文學家可以大幅提高太陽視差的測量精度。所謂太陽視差，顧名思義，指的是兩個相距地球半徑那么遠的觀察者同時觀察太陽中心時，彼此視線的夾角。它也等于從太

陽中心看地球時，視線張角的一半（為什么？讀者不妨思考一下）。太陽視差與日地距離的大小緊密相關，后者被稱為天文單位。天文單位是天文學中一個重要的參量，太陽系的實際規(guī)模與恒星距離等都與它有關。如此一來，如何精確測量“天文單位”就成了18世紀天文學的前沿課題。哈雷注意到，當金星凌日現(xiàn)象發(fā)生時，在地球上可以看到有一個小黑點（也就是金星的影子）從太陽表面經(jīng)過。哈雷提出的方法，就是先在不同的觀測地點測定這個小黑點通過日面的時間，然后再經(jīng)過一系列計算，就可以求得太陽視差。他同時也預言了下一次金星凌日天象將發(fā)生于1761年。1761年6月6日，果然如哈雷所料，出現(xiàn)了金星凌日天象。不過，這次的凌日路徑比較靠近太陽邊緣，測量精度不夠理想。天文學家只好相約8年后，1769年6月3日的金星凌日。順便說一句，金星凌日天象的發(fā)生間隔非常有趣，自公元1518年以來，總是以105.5年、8年、121.5年、8年的模式間隔出現(xiàn)。這樣的模式還將持續(xù)至2846年。21世紀僅有兩次金星凌日，分別發(fā)生于2004年6月和2012年6月。如果你至今尚未目睹過金星凌日，那就要等到2117年12月才能彌補遺憾了。我們看到，18世紀60年代的兩次金星凌日就遵循了8年的間隔，而下一次就要等到1874年了！為了不錯過這次機會，取得盡可能精確的太陽視差值，發(fā)生金星凌日當天，天文學家在全球設立了76個觀測點同步觀測。英國皇家學會甚至聘請了大名鼎鼎的庫克船長，攜帶觀測設備提前一年從普利茅斯港起錨出發(fā)，前往南太平洋上的塔希提島（又譯大溪地）進行觀測。雖然庫克小組的觀測效果因受“黑滴效應”的影響，最終結(jié)果不太理想，但庫克船長的這次冒險之旅成就了一段令人回味的遠航傳奇。

需要補充說明的是，按照國際天文聯(lián)合會在2012年給出的最新定義，如今的“天文單位”不再與實際的地球公轉(zhuǎn)軌道有聯(lián)系，而是像“光年”一樣，成了一個人為定義的長度單位，數(shù)值上取作1.495978707億千米，約等于一年之中地球到太陽的平均距離。而太陽視差的值則取為8.794角秒（1度=3600角秒）。

既然視差法在太陽系內(nèi)部已經(jīng)取得了可喜的戰(zhàn)果，放之于廣袤的恒星世界又如何呢？不消說，視差測距法的適用范圍嚴重依賴兩名觀察者之間分開的距離，也就是觀察基線的長度。觀察基線越長，視差法測出的結(jié)果越精確，適用目標也越遠。地球直徑那么長的基線在18世紀太陽視差的測量計劃中已經(jīng)讓天文學家捉襟見肘了，還有比這更長的基線嗎？當然有。地球本身就是一艘天然的“宇宙飛船”，它會以一年為周期，圍繞太陽周轉(zhuǎn)不休。相應的，所有的恒星也應以一年

? ? “依巴谷”衛(wèi)星與星軌想象圖?！耙腊凸取毙l(wèi)星本應在地球同步軌道上運作，但因助推火箭失效，衛(wèi)星只抵達了一個狹長的橢圓形霍曼轉(zhuǎn)移軌道。盡管如此，它仍出色完成了所有的科學任務?！耙腊凸取毙l(wèi)星的視差測量誤差小于1毫角秒，這在以往的地面觀測中是不可想象的。

為周期，在天球上畫著一個個微小的橢圓，稱為視差橢圓，相應的視差被稱作恒星的周年視差。1769年的金星凌日天象過后，天文學家終于獲得了地球繞日軌道的準確直徑，以此為基線的視差測量也有了精度上的保證。接下來，天文學家只需在6個月的時間間隔中，兩次測量同一顆恒星的位置，就一定能得出恒星的周年視差，進而算出恒星的距離。

然而，理想是豐滿的，現(xiàn)實是骨感的。面對滿天燦爛的群星，18世紀的天文學家沒能測出其中任何一顆恒星的周年視差。在當時，測不出恒星的周年視差，是托勒密日心說的擁躉者所能堅守的最后一座堡壘。

時間進入19世紀30年代。當時的天文學家普遍堅信，他們之所以測不出周年視差，原因要么是儀器不夠靈敏，要么是選錯了測量對象。因此，只要堅持改良儀器，減小系統(tǒng)誤差，搜尋近距離的恒星，必有打破僵局的一日。如此一來，一場不見硝煙的競賽就在測量恒星視差的領域悄悄展開了。最終贏得比賽的，是德國天文學家貝塞爾，他在1838年率先發(fā)表了天鵝座61星（中文名天津增廿九）的周年視差。他當時測得的數(shù)值是0.314角秒，對應的距離是10.3光年（今日值11.4光年）。事后看來，當時的競賽真的是很激烈。差不多就在貝塞爾發(fā)表自己結(jié)果的同時，俄國天文學家斯特魯維和蘇格蘭天文學家亨德森也分別測得了織女星和南門二的周年視差。

自從成功測得恒星的周年視差后，天文學家就定義了一種新的距離單位：秒差距，它表示周年視差為1角秒的目標所對應的距離，數(shù)值上約等于3.26光年。當然，實際的恒星距離都要比1秒差距來得遠，這樣定義只是圖個方便。若以秒差距為距離單位，以角秒為周年視差單位，則恒星的距離與周年視差就是簡單的倒數(shù)關系。因此在現(xiàn)代天文學中，“距離”與“視差”基本就是一對同義詞。

雖然從原理上講三角視差法用到的幾何關系都非常簡單，但在地面上實際操作起來往往就很復雜了。首先，大氣的各式流動污染了恒星的像，使其成為半徑1角秒的圓斑，因此實際處理恒星的像時要非常小心;其次，要判斷恒星的運動情況往往要在背景上選定一些參考星，而參考星本身也存在視差運動，只是幅度非常小而已，因此有必要把實際測得的“相對視差”進行某種統(tǒng)計改正，以換算為“絕對視差”;等等。然而這一切在太空環(huán)境中都不是問題。為了徹底消除大氣層的干擾，提升三角視差法的精準度，1989年8月8日，一顆以古希臘天體測量學先驅(qū)依巴谷之名命名的衛(wèi)星，由歐空局的亞里安IV型火箭運載升空。“依巴谷”衛(wèi)星僅僅在太空服役了5年，便以空前的精度測量了12萬顆恒星的準確位置以及周年視差數(shù)據(jù)。其中，測得距離最遠的恒星

為100秒差距至200秒差距，誤差小于20%。這相當于宇宙尺度階梯的第18級（10 18）。

然而，就算在“依巴谷”衛(wèi)星的協(xié)助下，天文學家也只測得了銀河系中極少數(shù)恒星的周年視差。不過，這并不妨礙三角視差法在天文學史上的重要地位，尤其是“依巴谷”升空以后，成為天文學家攀爬后面8級宇宙階梯的堅實基礎。（待續(xù)）