陳厚尊

實際上，人們夜里能看到的璀璨繁星，到地球的距離基本都不超過1000光年，也就是300秒差距，其中絕大多數恒星都在“依巴谷”衛(wèi)星的測距范圍內。因此，表面看似浩渺無垠的星空，實際上僅僅是銀河系里微不足道的一隅。少數如天津四那樣肉眼可見又距離遙遠的恒星，都是巨星或者超巨星，它們在恒星世界里所占比例甚少。作為對比，如果把太陽放到60光年外，肉眼就看不見它了。而在“依巴谷”衛(wèi)星的測距極限之上，仍有8級宇宙階梯（108）等待著天文學家去攀登。這意味著，那些距離地球最遙遠的高紅移星系，比“三角視差法”所能測得的最遠恒星還要遠1億倍！打個粗略的比方，如果我們將“可見宇宙”的尺度比作一個天文單位（即地球到太陽的距離），那么，“依巴谷”衛(wèi)星的測距范圍也就相當于一片普通的住宅小區(qū)那么大。相比之下，銀河系的盤面面積都有兩個上海市大小。（試想一下，兩個上海市能容納多少住宅小區(qū)？）而銀河系到仙女座星系（M31）的距離，差不多相當于漠河縣與?？谑械木嚯x。至于更高一級的本星系團，其引力范圍也只比地球略大一點。而且我們已經知道，太陽系其實是一片極為空曠的所在，地球運行其間，猶如滄海之一粟。所以讀者不難想象，以大尺度宇宙的角度來看，就連本星系團也不過一粒浮塵。宇宙空間之浩渺，可窺一斑。

在天文學家的“測距武器庫”里，除了前文提到的周年視差法以外，還要首推分光視差法。前面曾提到，在現代天文學中，“距離”與“視差”基本就是一對同義詞。所以，千萬不要望文生義，被字面意思蒙蔽。分光視差法的原理已不再是簡單的幾何學關系，而是恒星的本征亮度與其光譜中某些重金屬吸收線強度的對應關系。實際上，早在1814年，德國物理學家約瑟夫·夫瑯禾費就發(fā)明了分光儀，并且對太陽光進行了分解實驗，獲得了清晰的太陽光譜。類似的分光實驗，牛頓爵士在1666年也曾經做過。不過，比起牛頓那塊簡陋的三棱鏡，夫瑯禾費的分光儀要精密得多。這使他第一次觀察到了存在于陽光中的許許多多的“黑暗缺口”，以及一些淡淡的“亮線”（據說，夫瑯禾費曾在太陽光譜里數出了574個缺口）。當時，夫瑯禾費并不清楚這些“神秘的缺口”有什么意義，但他注意到，當他加熱金屬鈉時，后者也會發(fā)出一種帶缺口的黃光。盡管夫瑯禾費不能理解這項發(fā)現的意義，不過，本著科學的目的，他依然將觀測結果原原本本地公之于眾。如今我們知道，這些缺口與亮線，其實是太陽內部發(fā)出的光線在經過溫度較低的太陽大氣時，由其中的元素吸收與釋放所致。借助于更精密的分光儀，我們已經在太陽光譜里發(fā)現了至少3萬條譜線，被統稱為夫瑯禾費線（Fraunhofer Line）。后者就像超市商品上的條形碼一樣，蘊

藏著許多關于太陽化學構成的信息。其實，夫瑯禾費的發(fā)現意義之重大，絕不亞于伽利略發(fā)明天文望遠鏡。夫瑯禾費線被發(fā)現60多年后，英國天文學家哈根斯使用更靈敏的分光儀，陸續(xù)采集了諸多恒星的光譜。通過對比研究，哈根斯發(fā)現，太陽與恒星的光譜有許多相似之處，而大行星的光譜則與太陽光譜完全相同。這相當于證明了行星本身并不發(fā)光，只能反射太陽光；而我們的太陽與天上的億萬星辰沒有本質區(qū)別，人類在宇宙中的位置是隨機且平凡無奇的。這簡直比哥白尼的“日心說”還要震撼人心！

20世紀中葉建立起來的恒星演化理論認為，恒星在赫羅圖上的演化軌跡主要由兩個因素決定：一是恒星的質量；二是恒星的化學組成。當然，隨著恒星內部核聚變的進行，恒星本身的元素成分也在緩慢變化中。于是，分光視差法也就有了相應的理論基礎。目前，人們在實際操作中經常用到的重金屬譜線包括SrII線（4078埃）、FeI線（4072埃）等，它們的強度被證明只隨恒星的絕對星等而變。如此一來，只需利用“依巴谷”衛(wèi)星采集的恒星距離數據，對鄰近恒星的分光視差進行定標，得出公式系數，就可以將其應用于任何能觀察到相應重金屬譜線的恒星，測算它們的距離。

分光視差法還有個很有名的變種，稱作威爾遜—巴普法（Wilson Bappu Effect）。這種方法的原理與分光視差法基本相同，區(qū)別是它利用了晚型恒星（即光譜型為G、K、M等溫度較低的恒星）中CaII線的寬度與恒星絕對星等之間的比例關系。因此，無論是分光視差法還是威爾遜—巴普法，都需要對單顆恒星測定出詳細的光譜。這在一定程度上限制了它們的適用范圍。盡管如此，分光視差法的測距極限還是達到了10萬光年左右，基本覆蓋了銀河系的全部恒星，遠遠超過三角視差法。目前，天文學家已經測定了好幾萬顆恒星的分光視差。

疏散星團和球狀星團是星系里最常見的兩類恒星聚集單位。對于它們的測距，除了上面提到的分光視差法以外，還可以應用所謂的主星序重疊法。前文曾提到赫羅圖之于恒星物理學的重要性。其實，赫羅圖對于星團測距同樣重要。由于星團自身的大小總是遠小于星團到地球的距離，故可以認為星團中的恒星都處在與地球大致相同的距離上。排除了距離的影響，成員星之間的視亮度之比就是它們的本征亮度之比。因此，以星團中各恒星的光譜型和視星等為坐標，就可以畫

出星團的赫羅圖。把待測星團的赫羅圖，與“依巴谷”衛(wèi)星數據庫生成的鄰近恒星的赫羅圖重疊在一起，兩者縱坐標的差值就是視星等與絕對星等之差。據此，天文學家就可以算出星團到地球的距離。一般而言，星團作為一個整體目標，往往更容易辨識，而且，主星序重疊法只關心成員星的光譜型，不需要光譜細節(jié)（從技術上講，前者比后者更容易獲?。Ｋ?，主星序重疊法的適用距離更遠，大約是分光視差法的10倍。

比主星序重疊法適用距離更遠的，是變星測距法。根據可用變星的種類不同，如造父型變星、天琴座RR 型變星、室女座W 型變星等等，變星測距法也好有幾個變種。下面著重介紹利用經典造父變星測距的方法。

經典造父變星中最典型的例子來自仙王座δ星，中文名造父一。這類變星也由此得名。造父一的光變周期是5天8小時46分38秒，周期非常穩(wěn)定，最亮時視星等3.6等，最暗時4.3等，亮度落差1.9倍。它的光變現象于1784年被英國業(yè)余天文學家約翰·古德里克首次發(fā)現。1894年，又有人發(fā)現造父一的光譜譜線存在周期性位移，這說明造父一在徑向上存在周期性運動，很可能是一

對相互旋繞的雙星運動所致。但很快又有人發(fā)現，造父一的光譜型也有周期性變化，變化周期與譜線的位移周期完全一致，這就排除了雙星運動的可能。1914年，美國天文學家沙普利最終闡明，造父類變星的光變原因并非是雙星的軌道運動，而是星體本身的徑向脈動。經典造父變星的脈動周期一般為1天至50天，光變幅度在0.5等至1.5等之間。實際上，小熊座的勾陳一（即北極星）也是造父變星，只是光變幅度很小，不易察覺而已。目前，天文學家已經在銀河系里發(fā)現了500多顆經典造父變星，在其他30多個鄰近的河外星系里也都觀察到了造父變星的存在。根據20世紀中葉建立起來的恒星演化理論，赫羅圖上存在著一條被稱為“造父變星帶”的區(qū)域，進入巨星演化階段的中等質量恒星會在赫羅圖上多次穿過這一區(qū)域。當恒星經過這一區(qū)域時就會產生徑向脈動，成為造父變星；離開該區(qū)域后，恒星又恢復到正常情況。

在天文學界，造父變星有著“量天尺”的美名，這主要是因為它獨特的“周光關系”。20世紀初葉，美國女天文學家勒維特在研究小麥哲倫云的造父變星時發(fā)現，造父變星的光變周期和本征亮度之間存在強烈的正相關，而造父變星的光變周期是很容易測量的物理量。據此，天文學家就能得到造父變星的本征亮度，進而算出它們的距離。前面曾提到，造父變星是中等質量恒星演化到巨星階段時出現的一種徑向脈動現象，所以，造父變星一般都很明亮，在近鄰星系容易被發(fā)

現。1924年，美國天文學家埃德溫·哈勃利用周光關系，首次測定了仙女座星云和三角座星云中幾顆造父變星的距離。哈勃當年的測量值是75萬至150萬光年，遠超當時人們公認的銀河系的范圍，因而第一次確認了河外星系的存在。

值得一提的是，在過去很長一段時間，天文學家對造父變星測距是又愛又恨。雖然周光關系為人們提供了一種簡單有效的測量天體距離的辦法，可是， 周光關系的定標難題（也稱零點難題） 一直使天文學家感到困擾。由于所有的造父變星都在離太陽比較遙遠的地方，天文學家只能通過間接手段推算造父變星的距離。在此基礎上建立起來的周光關系式，自然難以擺脫各式各樣的系統誤差，這種情況直到“依巴谷”衛(wèi)星升空后才得到改觀?！耙腊凸取毙l(wèi)星詳細測定了太陽系附近223顆造父變星的三角視差，天文學家才有了較為精確的周光關系式。

除此之外，造父變星測距法還存在另外一些更加棘手的問題。有研究表明，河外星系里的造父變星的某些特征，與銀河系的造父變星并不完全相同。這或許是因為不同的星系有不同的金屬豐度，而金屬豐度的不同會直接影響造父變星的本征亮度。若猜測屬實，這就意味著不存在一個全宇宙普適的周光關系式。相關問題仍在繼續(xù)研究之中。鑒于造父變星的明亮特征，變星測距法的測量極限通常在1億光年左右，這相當于本超星系團（又稱室女座超星系團）的尺度規(guī)模。

為了測定更遙遠的星系的距離，天文學家必須利用河外星系里其他一些比造父變星更顯眼、同時又不失普遍性的特征。比較常見的有四類：行星狀星云、HII區(qū)、球狀星團，以及中性氫云發(fā)射的21厘米譜線。其中，行星狀星云和球狀星團的測距原理很相似，都是先觀測目標星系中的一批此類天體，并假定它們與地球的距離相同（如前所述，這樣假定是合理的），然后統計出它們關于視星等的分布情況，畫出分布曲線。后者也被稱為光度函數。最后，將其與銀河系或近鄰星系的光度函數做對比，即可推算出目標星系的距離。

HII區(qū)是星系里更引人注目的一類特征天體，通常由新生的熱恒星加熱周圍的氫原子，使其電離并發(fā)光而形成。HII區(qū)的尺度可達數千光年，質量相當于10億顆太陽。對于一些距離已知的河外星系，天文學家發(fā)現其HII區(qū)的許多物理特征都與星系的本征亮度有關。利用這種相關性，人們就可以從待測星系的HII區(qū)特征推斷出星系的本征亮度，進而得出它們的距離。

利用21厘米譜線測定星系距離的方法僅適用于旋渦星系。1977年，天文學家突利和費舍爾發(fā)現，旋渦星系的本征光度與中性氫云發(fā)射的21厘米譜線展寬的4次方成正比。這一關系被稱為突利—費舍爾關系（T-F Relation）。利用它，人們就可以測定旋渦星系本身的光度，進而得到它們的距離。實際上，橢圓星系也有一個類似的關系——法博—杰克遜關系，不同的是，它揭示的是橢圓星系的本征光度與恒星速度彌散度之間的冪次關系。借助突利—費舍爾關系、法博—杰克

遜關系與HII區(qū)，星系距離的測定極限通常都能達到3億光年之遙。

對于更遙遠的超星系團，我們可以認為它們的成員星系都位于大致相同的距離上。天文學家發(fā)現，許多星系團的中心往往存在著一類質量特別巨大的中心主導星系，天文學家稱之為cD星系，或超巨橢圓星系。cD星系具有基本確定的本征光度，天文學家只需在星系團的中心尋找并辨認出它們，再參考其視星等數值，就能推斷出星系團的大致距離。當然，如果星系團的某個成員星系突然爆發(fā)了Ia型超新星，天文學家也能借此測算出星系團到地球的距離。因為所有的Ia型超新星的爆發(fā)機制都相同，即白矮星質量突破錢德拉塞卡極限時發(fā)生的星體坍塌，所以可以認為Ia型超新星有完全相同的本征亮度。

在更大的宇宙尺度上，就算是最大規(guī)模的橢圓星系，也只是哈勃超深空場里一個微弱的光點。此時，天文學家便會拿起他們的“終極測距武器”：哈勃關系。1929年，美國天文學家埃德溫·哈勃在分析了眾多星系的光譜之后大膽猜測：宇宙中所有的遙遠星系都在遠離我們；距離越遠的星系，遠離的速度越快。這便是赫赫有名的哈勃定律。哈勃定律是廣義相對論的自然推論，也是現代宇宙學的觀測基礎。從理論上講，利用它，天文學家能夠測算出全部“可見宇宙”范圍內的星系距離。當然，考慮到四維時空的膨脹效應，關于“距離”本身的定義也會變得復雜和有趣起來，有些理論圖像甚至與人們的日常經驗相悖。關于經驗與科學的沖突問題，美籍日裔物理學家加來道雄曾發(fā)表過一段頗為深刻的論述，我將其摘錄于此，作為全篇的結束語：

如果我們關于宇宙的尋常觀念都是正確的，那么科學早在數千年前就已揭開了宇宙的奧秘?？茖W的目標就是剝去客體的外表，揭示它們的內在本質。實際上，如果外表和本質是一回事，那么科學也就沒有存在的必要了。