找一把「量天尺」——測量天體距離的方法

對渺小的人類來說，夜空中的天體都是遙不可及的。然而，古往今來無數的天文學家卻以無比的智慧和毅力，試圖憑藉點點閃爍不定的星光去測量天體間的距離。

測量宇宙的距離好像爬樓梯一樣，從近距離到遠距離一層一層地往上爬。而測量的距離的方法也好像接力賽跑者一樣，各扮演著不同的角色，合力完成測量宇宙距離的任務。依照天體距離的不同，天文學家測量的方法依次為：視差法、比較亮度法和譜線紅移法。

視差法

要測量鄰近天體的距離，我們可採用「視差法」。視差法是一種比較容易理解的距離測量技術。你可以自己來體驗一下：舉起你的一個手指放在鼻子前幾厘米處，睜著左眼閉起右眼觀察手指在背景中的位置，然後閉上左眼睜開右眼，你會發現手指在你面前移動了一段距離。實際上並不是手指移動了，而是因為觀察的角度改變了的緣故。這種視運動就叫做視差。「這同測量恆星的距離有什麼關係?」不要著急，現在把你的同一個手指放在你面前30厘米處，重複剛才的實驗，你將發現由於視差而產生的手指位移大大減少了。也就是說，當被觀測物體(手指)與觀測者的距離增加時，由視差產生的位移也成比例地減少。當我們要測量恆星的距離時，首先要計算出一條基線的長度(在上面的實驗中，你雙眼的距離就是作為基線的)，這條基線必須足夠長，因為恆星的距離太遠了。如果我們選擇地球一月份的空間位置作為始點，選擇地球七月份時的空間位置作為終點，兩點的距離作為基線才「足夠大」。在一月份和七月份分別觀察被測恆星相對於鄰近背景天體的位—置，就得到了恆星的視差值，通常是一個很小的角度。利用基線的長度和這個角度，根據三角關係就可以計算恆星的距離。

古希臘天文學家在2000多年前已提出「視差法」的基本原理，並藉此測定地球的半徑。16世紀丹麥天文學家第谷則利用「視差法」證明彗星比月球離地球更遠。1838年，德國天文學家貝塞爾測定出天鵝座61號星的距離，差不多同時，英國的亨德森測量出半人馬座中的亮星南門二的視差，俄國的斯特魯維測量出天琴座中的亮星織女星的視差。

但視差法只適用於距離我們幾百光年以內的恆星。對於150光年遠的恆星來說，視差移動已經因太小而難以測定；對於600光年遠的恆星，它們的視差會不可避免地為觀測時的誤差所掩蓋。更遙遠的恆星就必須依賴別的方法了。

比較亮度法

今天，已經有上百萬顆恆星的距離被測定並記錄下來，但其中絕大多數恆星的距離不是用視差法測出的，而是用比較亮度法。

事實上，每顆恆星有它本身的亮度，這個亮度是恆星真實的發光能力。但我們從地球上看到的不是恆星的真實亮度，而是視亮度。打個比喻，房間里的燈泡，有它真實的發光能力，即燈泡的瓦數，但是在一個大房間里，距離燈泡近的地方明亮，遠的地方昏暗，這就是視亮度的不同。很顯然，一顆星星的視亮度既與它的真實亮度有關，也與它同觀測者的距離有關。因此，在距離、視亮度和真實亮度之間，知道了其中的兩個，就可以求出第三個的數值。如果我們知道了恆星的視亮度和真實亮度，就能夠計算它的距離了。

一顆星的視亮度比較容易測定，我們人眼看到的就是視亮度，用測光儀器就可以得到亮度的數據。測定星星真實的亮度就很麻煩了。我們不可能立刻動身去恆星邊上，拿出測光儀器開始測量。幸好我們已經知道，恆星發出光的顏色與它的溫度之間有直接的聯繫。例如藍色比橙色的溫度高，橙色又比紅色的溫度高。天文學家一般通過恆星的顏色來確定它的表面溫度，結合恆星的視亮度就可以得到它的真實亮度。這樣，即使是很遠的恆星也可以測量它們的距離了。一般來說，一顆星星的視亮度同它的真實亮度的比值越小，說明恆星離地球越遠。

超出10萬光年之外，一般星星的光度就顯得太小而不為我們所見，天文學家又找到了造父變星作為標準。造父變星是怎麼回事呢?雖然大多數恆星遵循太陽的生命軌跡，但恆星生命中的變數是很多的。1784年，年僅20歲的英國聾啞天文學家古德里克在研究仙王座恆星時，發現其中的一顆——造父一的亮度會有規律地起伏變化。古德里克觀察到造父一的光度周期(即從最暗變到最亮又回到最暗所需要的時間)是5．37天。此後的天文學家在宇宙不同角落陸續找到其它類似的變星，統稱為「造父變星」。造父變星的光變周期與它們的真實亮度有聯繫：光變周期越長，亮度就越大。由於知道了視亮度和真實亮度，就可以計算恆星的距離，因此光變周期成為了計算變星距離的理想手段。因為這顆變星就在某個星系或星團里，所以天文學家也就知道了那個星系或星團的距離了。由於造父變星的光度都很大，它們好像是宇宙中特殊的指路燈塔，以它的變化著的光芒為信號，向我們指示燈塔的距離。

譜線紅移法

20世紀20年代，美國天文學家埃德溫?哈勃在加利福尼亞州的威爾遜山用當時世界上最大的反射式望遠鏡研究銀河系外星系，他分析了這些星系的光譜，發現各種譜線的波長都移向紅色一端。這種現象叫做紅移，說明那些星系正在向遠處飛離。光是電磁波，當光源遠離觀測者時，接受到的光波頻率比其固有頻率低，即向紅端偏移，這種現象稱為「紅移」；當光源接近觀測者時，接受頻率增高，相當於向藍端偏移，稱為「藍移」。

由於宇宙在不斷膨脹，星系距我們越遠，紅移就越大。換而言之，越遠的星系，其飛離我們的速度也越快。哈勃據此提出了「哈勃定律」，確定了計算行星運行速度的天文學計量單位——「哈勃常數」。基於哈勃的理論，天文學家可以通過測量遙遠天體光譜中的紅移程度去計算它的飛離速度，繼而計算出它的距離。原則上，這個方法可測量極遙遠天體的距離，然而，由於天體飛離速度跟距離間的關係是建立於宇宙膨脹理論中的一些假設，因此測量出來的結果一般都不太準確。

近年來，天文學家找到一種新的宇宙燈塔，可讓我們更準確地測量遠至數10億光年外的天體距離。在研究Ia型超新星時，天文學家發現它們不單在光度變化上非常相似，而且在最光亮時的亮度也極為一致。由於超新星是恆星垂死前的一次極猛烈爆炸，剎那間閃耀的光芒甚至蓋過整個星系中上千億顆恆星，因此遠至數十億光年外也能清楚測量得到。利用太空望遠鏡和其它先進的觀測儀器，天文學家努力地在宇宙空間中搜索出現Ia型超新星的星系，只要測出這些超新星的最大亮度，便可更準確地推算出星系跟地球間的距離。1998年，一群美國天文學家便是透過觀測Ia型超新星來推算出一些極遙遠星系的距離，再對照這些星系光譜中的紅移程度，給我們的宇宙膨脹理論提供了全新的資料。

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