丈量宇宙的天尺——科學家是如何測量各種類型天體的距離的？

來源: 白雲藍天於 2024-07-20 12:59:37 [檔案] [博客] [舊帖] [給我悄悄話] 本文已被閱讀：次 (12044 bytes)

本文內容已被 [ 白雲藍天 ] 在 2024-07-20 13:10:53 編輯過。如有問題，請報告版主或論壇管理刪除.

測量天體距離有著多種方法，這裏介紹4種主要方法，分別測量較近、較遠、遙遠與非常遙遠天體的距離。
至於太陽係內天體距離的測量，采用的是開普勒第三定律（行星運行第三定律）：行星公轉周期的平方與其軌道長半軸的立方成正比。我們隻要知道太陽係內任何天體的公轉周期，就能計算出它與太陽的距離（另文介紹）。另外，雷達與激光技術問世後，人們又可使用這兩項技術測量太陽係內較近天體的距離。把雷達或激光信號發送至目標天體並等待其返回，通過信號來回的傳播時間就能得到該天體的距離。激光方向性好、光束集中，測量月球的距離其精度可以達到厘米量級，但雷達信號相對比較穩定，不易在傳播過程中衰減，所以適合測量更遠的天體。

三角視差法

人們熟知的天文距離單位有兩種：天文單位（日地之間平均距離，約1.5億公裏）與光年（約9.46萬億公裏）。前者主要適用太陽係範圍之內，後者則用於描述恒星之間、星係之間距離乃至描述整個可觀測宇宙範圍。這裏將涉及第三種天文距離單位——秒差距。
三角視差法主要用來測量太陽附近恒星的距離。
如果分別從兩個不同位置觀察同一物體，此物體在視野中必然會發生位置偏差，而通過三角幾何學的關係，就能得出物體與觀察者之間的距離。這種方法就是三角視差法。
舉個例子：保持與麵前電腦屏幕一定距離，舉起你的右手，豎起一根手指放在屏幕中間。先閉上左眼用右眼看，這時手指就會在屏幕左側框邊一條線上；再閉上右眼用左眼看，手指就會在屏幕右側框邊一條線上。這種手指左右位移差就叫視差。把兩眼之間的距離當作底邊，把兩條視線在手指處交匯形成一個等腰三角形，最後利用視差（電腦屏幕的寬度）之間的距離，通過三角幾何學的關係，就能得出兩眼與手指之間的距離。
天文學家在使用三角視差法測量恒星距離的具體方法是：把地球圍繞太陽公轉的軌道直徑作為三角形的底邊，從地球軌道的兩端處觀察一顆正好能夠左右位移各1角秒（天穹1度的1/3600）的想象中的恒星（猶如上麵所舉例中的手指）。想象中的恒星的位移是以遙遠的恒星作為參照物。通過三角幾何學的關係計算，這顆想象中的恒星距離地球為3.26光年，稱為1秒差距，也就是上麵一開始所提到的第三種天文距離單位——秒差距。不難理解，目標恒星越遠，其視差也就越小，天文學家就是通過不同恒星的視差多少，測量出它們與我們之間的距離。
使用三角視差法，迄今天文學家已經從地麵測量了大約1萬顆太陽附近的恒星，測量距離伸展到大約300光年的遠處。但是即使對於最近的恒星，視差也都小於1角秒，而隨著距離的增加，視差越來越小，精度也會隨著遞減。然而利用衛星與太空望遠鏡，可以大大提升三角視差法的效果。1989年8月，歐洲太空總署發射的依巴穀衛星，使三角視差法測量恒星的數字增加了10倍，獲得了超過10萬顆恒星的視差，精度約1毫角秒（1角秒的1/1000），測量距離伸展到1600光年遠處。即便如此，測量距離也隻有銀河係的直徑的1%多一點而已。2009年5月安裝的哈伯太空望遠鏡的第三代廣域照相機，可提供20至40微角秒（1毫角秒的1/1000）的精度。2013 年 12 月，歐洲航天局發射的蓋亞衛星，精度達到10微角秒，從而繪製出距離地球幾萬光年以內的恒星（以及潛在的行星）位置圖。2014年4月，美國宇航局天文學家報告稱，哈勃太空望遠鏡通過空間掃描，可以精確測量最遠1萬光年距離的恒星，比早期測量結果提高了10倍。

三角視差法

分光視差法/主序擬合法

對於距離超過100秒差距的恒星，由於視差非常小，尤其是從地麵上難以使用三角視差法比較精確地進行測量。於是，科學家就使用另外一種簡便而有效的方法——分光視差法。這種方法是先根據恒星的光譜類型去確定恒星的光度（絕對星等），然後再通過觀測到的亮度（視星等）計算出恒星的距離。應用分光視差法，測量距離伸展到大約1萬光年的遠處，覆蓋了銀河係的很大一部分區域。由於通過主序帶上恒星的光譜類型，可以很好地估計恒星的絕對星等，所以這種方法又稱為主序星擬合法或主序星距離測量法。這種方法明顯地隻適用於主序星，而對巨星、矮星或者彌漫天體並不奏效。即使對主序星距離的測量，這種方法也存在著誤差較大的問題。比如，同為G2型主序星，光度範圍從太陽的0.5倍至1.5倍不等。
科學家用於分析光譜的儀器叫分光儀，可以從光譜中的吸收譜線考察恒星的絕對星等。恒星大氣中的不同元素在不同溫度中形成各不相同的吸收譜線。所有同譜型的恒星都有著相差不大的表麵溫度，因此在光譜中也有著相差不大的特殊譜線。

各種類型主序星的光譜

標準燭光法（造父變星法與Ia型超新星法）

標準燭光法是以已知光度的天體作為標準燭光，通過觀測它們的亮度來推算它們附近天體的距離。可以作為標準燭光的天體主要有5種：處於紅巨星分支（紅巨星的最初階段）的紅巨星、食雙星、天琴座RR變星、造父變星與Ia型超新星。這裏簡單介紹最後兩種。
分光視差法依賴恒星的光譜測量距離，但如果恒星距離超過1萬秒差距，具有足夠高的分辨率的光譜就難以獲取，分光視差法也就隨之失效。1908年，美國女天文學家亨麗愛塔·勒維特發現了一類日後被稱為造父變星的恒星，並於1912年確認了造父變星的周光關係。造父變星的光變周期越長，光度變化就越大。比如如果兩顆造父變星的光變周期相同，它們的光度也就相同。天文學家首先根據造父變星的光變周期來估算它的光度（絕對星等），再跟它看起來的亮度（視星等）作比較，就可以計算出這顆造父變星的距離。因為星團、星係裏都有造父變星，所以隻要測算出星團、星係中造父變星的距離，也就測算出該星團、星係的距離了。造父變星本身光度很大，最高可達太陽光度的幾萬倍，所以很容易被觀測到。造父變星測距法把測量距離伸展到大約1000萬秒差距的遠處，不僅遠遠超出了銀河係的範圍，並且可以覆蓋整個本星係群，甚至可以測量本星係群之外的一些天體的距離。
造父變星的光度雖然巨大，但仍不足以測量超星係團範圍的天體的距離，所以科學家就利用比造父變星更為明亮得多的超新星。但是除了Ia型超新星，所有其他類型的超新星都沒有資格作為標準燭光，因為它們有著各不相同的前身天體，所以也有著各不相同的光度。Ia型超新星是由白矮星吸積伴星物質達到錢德拉錫卡極限時發生劇烈熱核反應爆炸形成，所以都具有非常相似的光度，可以說是一種非常理想的測量天體距離的標準燭光。由於Ia型超新星異常明亮，Ia型超新星測距法把測量距離伸展到大約1億秒差距的遠處，科學家由此可以測量遙遠星係與宇宙結構的距離。

造父變星的光變周期

Ia型超新星爆發，完全摧毀白矮星，留下超新星遺跡

Ia型超新星爆發過程的想象圖

譜線紅移法

多普勒效應與紅移：當光源遠去時，發出的光會因波長變長而稍稍發紅。反映在天體的光譜中，則是所有的譜線向紅光方向發生位移，說明光譜的波長整體被拉長。根據光波紅移的程度，可以計算出天體運動的速度。1922年，美國天文學家愛德文·鮑威爾·哈勃發現，具有明顯紅移的天體，其退行速度與距離成正比，也由此證明了宇宙空間正在持續的膨脹。所測得的數據表明，遙遠星係每秒的退行每隔地球100萬秒差距增加73.52公裏，就是說距離地球100萬秒差距的星係每秒退行73.52公裏，距離地球200萬秒差距每秒退行147.04公裏，距離地球300萬秒差距每秒退行220.56公裏，以此遞增。1929年，哈勃在大量觀測與分析的基礎上發表了哈勃定律（2018年10月，經國際天文聯合會表決通過更名為哈勃-勒梅特定律，以紀念更早發現宇宙膨脹的比利時天文學家喬治·勒梅特）。根據這個定律，隻要測出河外星係譜線的紅移量，就可算出星係的距離。譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離，非常適用於遙遠的星係與宇宙尺度的天體的距離測量。但與三角視差法的距離越遠精度越差的特點正相反，譜線紅移法是距離越近精度越差，因為在1億秒差距的距離之內，譜線的紅移量是不很明顯的。