最后更新：2022年6月7日

如何测量宇宙中的距离？

周年视差用于估算恒星的距离。科学家通过记录恒星在六个月间隔内相对于天球的位置变化来测量视差角。具体做法是：先在地球轨道上的某一位置进行测量，六个月后地球运行至太阳另一侧时再次测量。地球轨道直径约为3亿公里，通过简单的三角计算，视差角即可得出恒星距离。

视差法

在我们浩瀚的可观测宇宙中测量距离是天体物理学的基础，因为这样才能估算观测天体的内在属性。然而，实现高精度测量极具挑战性。为了测量宇宙中遥远的距离，天文学家针对不同距离的天体采用多种计算方法。由于各方法相互关联，且每种测量方法都会校准下一种方法，因此对近距天体的测量必须可靠。我们大脑通过两组信息实时重建周围世界的图像。我们的双眼相距数厘米，因此每个视觉受体接收的图像略有差异。对于观测对象，每只眼睛会提供其相对于更远处静止背景的位置。若某物体相对于背景的位置不同，就会产生被称为“视差效应”的光学现象。正是这种效应让大脑能够重建三维图像，从而判断物体的距离。在天文学中，视差是指从两个不同观测点观测同一物体时形成的角度（观测点间距越大，视差角越大且越易测量）。对于太阳系天体，通常采用地球赤道半径（6378公里）作为基线。赤道视差是指位于被观测天体中心的观测者看到地球半径所对应的角度。

这个角度通过简单的三角函数计算，直接给出了天体的距离。例如，月球平均距离为384,400公里时，其赤道视差约为57角分，而月球视直径约为31角分，即约0.5度。要测量银河系内恒星的距离，参考基准是地球轨道的半长轴（149,597,870,700米，即1天文单位）。测量周年视差时，只需相隔六个月对同一颗恒星进行两次观测。换言之，天文学家通过测量恒星的位置，并在六个月后地球运行至轨道另一侧时再次测量，从而得出周年视差角。然而这并不容易，因为恒星距离地球越远，视差越小。例如，离太阳最近的恒星比邻星（半人马座α星C）距离地球4.244光年，其视差仅为0.7角秒——这极其微小：一个圆周有360度，每度包含60角分，每角分包含60角秒。但地面测量的精度仅能测定数十光年范围内的少数恒星。得益于太空中的依巴谷卫星（高精度视差采集卫星），我们能以2至4毫角秒的精度测量12万颗恒星的视差。2013年，盖亚卫星接替了依巴谷。盖亚卫星（天体测量全球干涉仪）建立了包含十亿颗恒星的星表，测量精度高达10微角秒。

标准烛光法

对于测量极远恒星的距离，视差法因精度不足已不再适用。天文学家采用另一种方法——"标准烛光法"。20世纪10年代，哈佛大学的亨丽埃塔·莱维特（1868-1921）对麦哲伦星云（距银河系15至20万光年的两个伴生矮星系）中的造父变星进行了分类。造父变星是一种亮度在明确周期（1至135天）内发生变化的恒星。1908年，正是通过亨丽埃塔·莱维特的直觉，首个标准烛光被意外发现。她注意到造父变星的周期越长，其亮度就越高。经典造父变星的本征光度随周期增长而增强，换言之，造父变星体积越大、亮度越高，其脉动频率就越慢。她发现了联系这些恒星亮度变化周期（两次极大或极小值之间的时间间隔）与视亮度的关系式。

因此，利用视差法精确测量其中一颗造父变星的距离，便建立了造父变星周期与绝对光度之间的通用关系。这一测量于1916年由哈佛大学的哈洛·沙普利（1885-1972）首次完成，他完善了亨丽埃塔·莱维特的发现。自那时起，已知内在光度的造父变星便成为测量遥远恒星及邻近星系距离的"标准烛光"。天体的视亮度取决于其绝对光度与距离。正是通过观测造父变星这类变星，天文学家埃德温·哈勃（1889-1953）于1923年利用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（即距银河系最近的仙女座星系）的距离。

Ia型超新星法

对于遥远的星系，望远镜已无法分辨其单个恒星。天文学家必须借助像星系一样明亮的极端天体，这类天体便是Ia型超新星。超新星在银河系中属于罕见事件，每世纪仅发生一到三次；然而从宇宙尺度来看，几乎每天都能观测到。Ia型超新星对应的是白矮星突破钱德拉塞卡极限（当恒星半径减小时，质量接近1.44倍太阳质量的临界值）后发生的完全爆炸。由于物理特性限制，从邻近伴星吸积物质的白矮星无法超越这一极限。位于雪茄星系（梅西耶82）的Ia型超新星SN 2014J，距离地球约1150±80万光年。

这种宇宙标准烛光将能够测定河外星系的距离。由于总是在同一临界点（质量极限）爆发，Ia型超新星在达到最大亮度后具有大致相同的内禀光度。因此，作为标准烛光，亮度极高且可在极远距离观测到的Ia型超新星便发挥了作用。为校准该方法，需使用距离足够近、可通过造父变星法测量的Ia型超新星。科学家已知数十颗足够近的Ia型超新星。借助Ia型超新星，可测量距离数十亿光年之遥的遥远星系。

红移法

对于更为遥远的星系，天文学家采用电磁波谱中吸收线的红移测量方法。这种红移现象反映了光线传播的时长——光线越古老，红移值越大。每种化学元素或分子都会在光谱上留下独特印记，这些印记出现在特定波长位置（即吸收线）。但当星系远离我们时，其光线会发生拉伸，这些化学指纹的波长会向红色端偏移。根据哈勃定律，这种偏移与星系距离存在关联：该定律指出，随着宇宙膨胀，星系距离越远，其远离我们的速度就越快。通过测量红移，天文学家已成功识别出大爆炸附近时期的一些最早期星系。

因此，光揭示了近处和远处宇宙天体的距离，如今天文学家能够测量可观测宇宙最远边界（约130亿光年）的距离。

注：红移是指光谱线及整个可见光谱向长波长方向的偏移。星系光学光谱的红移与其距离之间存在关联。红移是测量河外天体距离最常用的方法。在遥远天体光线中观测到的这一现象，是宇宙膨胀（空间扩张）和大爆炸的证据。

如何测量宇宙中的距离？

视差法

标准烛光法

Ia型超新星法

红移法

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