如何测量宇宙中的距离？

宇宙距离计算方法比较

每种方法覆盖不同的距离范围，并用于校准下一种方法，从而形成宇宙距离阶梯。

视差法

视差的原理

在我们广阔的可观测宇宙中测量距离是天体物理学的基础，因为这样就能估计被观测天体的固有性质。不幸的是，获得高精度非常困难。为了测量宇宙中巨大的宇宙距离，天文学家对越来越远的天体串联使用多种计算方法。对近处天体的测量必须完全可靠，因为这些方法相互关联，每一种测量方法都用于校准下一种。

我们周围世界的图像由大脑根据两组信息实时重建。我们的双眼相隔几厘米，因此每个感受器接收到的图像略有不同。实际上，对于被观测天体，每只眼睛都给出相对于更遥远且静止背景的位置。相对于背景位置不同的天体会产生一种称为视差效应的光学效应。正是这种效应使大脑能够重建三维图像，从而把握天体的距离。

在天文学中，视差是从两个彼此远离的点观察被观测天体时所张的角度（观测点相距越远，视差角越大，因此越容易测量）。

赤道视差

对于太阳系天体，选择了地球赤道半径（6,378 km）。赤道视差是位于被观测天体中心的观察者看到地球半径时所张的角度。

这个角度通过简单的三角计算直接给出天体距离。例如，对于月球平均距离384,400 km，月球赤道视差约为57'，月球的视直径约为31'，即约½度。

周年视差

为了测量我们银河系中恒星的距离，参考基准是地球轨道的半长轴（149,597,870,700米，或1天文单位）。要测量这种周年视差，只需每隔六个月观测恒星两次。换句话说，天文学家先测量一次恒星的位置，六个月后当地球位于轨道另一侧时再测量一次，从而得到周年视差角。然而这并不容易测量，因为恒星离地球越远，视差越弱。

例如，对于离太阳最近的恒星比邻星（Alpha Centauri C），距离为4.244光年，视差仅为0.7角秒，非常微小；一个圆有360度，每度有60角分，每角分有60角秒。但从地球测量的精度只能测量几十光年内的少数恒星。

天体测量卫星依巴谷和盖亚

从太空，借助依巴谷卫星（HIgh Precision PARallax COllecting Satellite），可以以2至4毫角秒的精度测量120,000颗恒星的视差。2013年，盖亚卫星接替了依巴谷。

盖亚（Global Astrometric Interferometer for Astrophysics）建立了一个包含十亿颗恒星的目录，精度可达10微角秒。

标准烛光法

亨利爱塔·勒维特的发现

要测量非常遥远恒星的距离，视差法已不再可行，因为不够精确。天文学家使用另一种方法，即“标准烛光”。
在1910年代，哈佛大学的亨利爱塔·勒维特（1868-1921）对麦哲伦云（银河系邻近的两个矮星系，距离在150至200光年之间）中的造父变星进行了分类。造父变星是一种亮度按明确定义的周期（1至135天）变化的恒星。1908年，由于亨利爱塔·勒维特的直觉，第一颗标准烛光被意外发现。她注意到造父变星的周期越大，它们就越亮。经典造父变星的固有光度因此随周期增加。换句话说，造父变星越大越亮，其脉动频率就越慢。她找到了联系变化周期（两次极大或极小之间的时间）与这些恒星视亮度的关系。

从造父变星到遥远星系

因此，只需用视差法测量其中一颗造父变星的精确距离，就能得到联系造父变星周期和绝对光度的一般关系。
这一测量于1916年由哈佛大学的哈洛·沙普利（1885-1972）首次完成，他完善了亨利爱塔·勒维特的发现。从那时起，固有光度已知的造父变星成为测量遥远恒星和邻近星系距离的“标准烛光”。
天体的视亮度因此取决于其绝对光度和距离。天文学家埃德温·哈勃（1889-1953）通过观测造父变星型变星，于1923年借助加利福尼亚州帕萨迪纳附近威尔逊山天文台的望远镜，测量了螺旋星系M31（仙女座，离银河系最近）的距离。

Ia型超新星法

白矮星的爆炸

对于遥远星系，望远镜无法再分辨单个恒星。天文学家必须依靠与整个星系一样明亮的极亮天体。所使用的天体是Ia型超新星。
超新星在我们银河系中是罕见事件，每世纪一到三次；但在宇宙尺度上，每天都能观测到。
Ia型超新星对应于一颗越过钱德拉塞卡质量极限的白矮星的完全爆炸（当恒星半径减小时，质量趋于1.44太阳质量的极限）。由于其物理性质，由近邻伴星物质供给的白矮星不能超过这一极限。
Ia型超新星SN 2014J位于雪茄星系（Messier 82），距离为11.5 ± 0.8百万光年。

宇宙学的标准烛光

这种宇宙学标准烛光将能够确定河外距离。
由于它们总是在同一点（质量极限）爆炸，Ia型超新星在达到最大光度后总是具有大致相同的固有光度。Ia型超新星非常明亮，在极远距离仍可见，因此可作为标准烛光。
为了校准该方法，需要使用足够近、可用造父变星方法测量的Ia型超新星。科学家知道几十颗足够近的Ia型超新星。
Ia型超新星将能够测量遥远星系的距离，最远可达数十亿光年。

红移法

红移

对于更遥远的星系，天文学家使用电磁波谱吸收线的红移方法。
这种红移或redshift用于测量光旅行的时间。光越“老”，红移越大。
每种化学元素或分子都会在该光谱上留下不同痕迹。这些痕迹出现在非常特定的波长（吸收线）。但如果一个星系远离我们，它的光会被拉伸，这些化学指纹的波长会向红端移动。这种偏移通过哈勃定律与星系距离相关。该定律指出，星系越远，随着宇宙膨胀，它远离我们的速度越快。通过测量红移，天文学家能够定位靠近大爆炸的最早星系。

哈勃定律与宇宙膨胀

因此，光揭示了近处和远处宇宙天体的距离；今天天文学家能够计算到可观测宇宙最深处的距离（约130亿光年）。
哈勃定律将星系的视退行速度与其距离联系起来，今天构成宇宙膨胀的支柱之一。它使人们能够将简单的光谱偏移转换为以兆秒差距表示的距离。

N.B.:
红移（redshift）是光谱线以及整个可见光谱向长波方向的偏移。星系光学光谱的红移与距离之间存在相关性。红移是测量河外天体距离最常用的方法。在遥远天文天体的光中观察到的这一现象，是宇宙膨胀（空间膨胀）和大爆炸的证据。