天体距离测定与宇宙距离尺度，本文主要内容关键词为：距离论文,天体论文,尺度论文,宇宙论文，此文献不代表本站观点，内容供学术参考，文章仅供参考阅读下载。
一、恒星距离测定与哥白尼日心说
公元140年，亚历山大城的天文学家托勒玫完成了他的13卷巨著《天文学大成》，他在书中总结、发展了前人的观点，完整地提出了宇宙日心体系，并用以解释行星的运动规律。在他的体系中，地球位于宇宙的中心固定不动，其他天体都绕地球转动。由于这一理论符合人们看到的日、月、星辰东升西落的表观现象，而且又与上帝创造人类、地球应该位于宇宙中心的宗教意识相一致，加上托勒玫学说精心设计了各个行星的运动规则和运动速度、因而能在一段时间内与实测结果相符，从而在欧洲统治科学界长达1400余年之久。
随着人类活动的开展和观测技术的进步，托勒玫体系的破绽日益显露，一些有进步思想的学者对此深感不满。波兰天文学家哥白尼受1700多年前古希腊天文学家阿里斯塔克朴素的日心说的启发，在1543年出版的不朽名著《天体运行论》中系统地提出了他的日心说。在他的学说中太阳居于宇宙的中心静止不动，包括地球在内的其他行星都绕太阳转动，而月亮则绕地球转动。日心体系的出现。使得在托勒玫地心体系中需要用极其复杂的运动图象来解释行星运动的困难，被一幅清晰而又简单的图象所取代。这里，我们不想介绍后来一些学者为宣扬日心说的科学真理而做的种种努力以至壮举，而是要指出哥白尼学说所面临的一项主要困难。即按照日心说，地球上所观测到的恒星在天空中的位置应该随着地球绕太阳的公转运动而发生变化，而且应该是以一年为周期的规则变化。在哥白尼提出日心说以后的将近300年时间内，天文学家做了大量的观测以期通过实测来证明这一点，然而都没有取得成功，以至不少人对日心说的正确性产生了怀疑。实际上，哥白尼本人在提出日心说的同时也早已意识到这一点。他正确地认识到地球绕太阳运动，然而却探测不到恒星位置的变化，这完全是因为恒星离开我们十分遥远，因而地球运动引起的恒星位置变化很小，以当时观测仪器的精度根本无法验证这种周期变化。他并且指出恒星离开我们的距离至少是日地距离的1000倍以上。
测定天体距离最基本的方法是三角视差法。在图1中O代表太阳，E代表地球，而S为远方的一颗恒星。称日地平均距离（即地球公转轨道半长径）r=OE为1AU，约等于1.5亿千米。OE在恒星S处的张角π为该恒星的视差。由于＞＞r，所以有
图1 由三角视差测定恒星的几何距离
tanπ≈π=r/R（A）
只要测得视差角π，就可以得出恒星距离R。这是一种三角测量，所以称为三角视差法，所测得的是恒星的几何距离，当π=1″时，月R≈3.26光年（1光年≈10万亿千米）；定义1秒差距=3.26光年，与光年一样，秒差距也是天文学中常用的距离单位。
现在我们知道，最近一颗恒星距离我们远在4.2光年以外，相应的视差角小于1″，以哥白尼时代观测仪器的水平是无法探测到的。直到1838年，德国天文学家白塞尔才首次利用三角视差法测得一颗名为天鹅61的恒星的距离为11.2光年。而后，类似的距离测定不断取得成功。视差位移的发现和恒星距离的测定，最终确立了哥白尼日心说的科学地位。目前，利用空间观测手段，三角视差的最高测定精度约为±0.002″-0.003″，用三角视差法测定恒星距离的最远范围不超过200秒差距。鉴于三角视差法在距离测定中的重要性，一些国家已拟定了新的空间观测计划，争取在大约10年时间内把测定精度提高到±0.00003″左右，届时几何距离测定的范围可望达到约2万秒差距，即6.5万光年左右。
二、光度距离与河外星系的发现
银河系的尺度约为10万光年，其中绝大部分恒星的距离远远超出今天三角视差法的适用范围之外，至于银河系以外的天体系统（称为河外星系或星系），三角视差法更是鞭短莫及，必须另辟蹊径。
观测到的恒星（或其他天体）的明暗程度称为亮度，天文学上用视星等来表示。星等数越大，亮度越低。比如，北极星的视星等为2.0等，太阳的视星等为-26.7等，而肉眼可见最暗恒星的视星等约为6等。视星等的大小取决于天体的实际发光本领（光度）和天体的距离两个因素。同样光度的天体，离开我们越远，亮度就越小（即视星等越大）。天文学上用绝对星等来表征天体光度的大小。所谓绝对星等就是假想天体放在10秒差距地方的视星等，如太阳的绝对星等为4.8等。显然，天体的亮度与天体距离的平方成反比，而亮度（即视星等）是可观测量。如果能通过其他途径确定天体的绝对星等，那么根据同一天体的视星等和绝对星等之差，便可以确定它的距离，称为光度距离。
众多恒星中有一类恒星的光度（因而亮度）会发生周期性的变化，称为周期变星。周期变星又分好几类，其中有一类称为造父变星（因第一颗这类变星中名造父一而得其名）。1912年，美国女天文学家勒维特发现，造父变星的光变周期与它的平均光度之间存在很好的相关性，即周期越长光度越大，这就是周光关系。如果用绝对星等M来表征光度，那么周光关系为
M=algP+b（B）
式中P为光变周期，而a、b为两个参数。利用比较近的、已知距离的造父变星（即M为已知，而P不难由观测得出），可以确定参数a、b，然后对于比较远的、距离未知的造父变星即可用周光关系确定其绝对星等M，进而得出它的光度距离。鉴于造父变星是一些高光度星，即使距离很远也能观测到，它们的适用范围可达500万秒差距，远远超出三角视差的能力范围。
1785年，著名天文学家赫歇尔在大量观测的基础上建立了第一个银河系图象，从而把人类的视野扩展到恒星世界。据估计，银河系内恒星的总数超过1000亿颗。在这之前，早已有人观测到夜间天空中除了恒星之外还存在着一些外形模糊的云雾状暗弱天体，称为星云，其中最出名的是仙女星云。1755年，康德首次明确提出在银河系外存在无数个与银河系相类似的星系，甚至确指仙女星云即在此例。然而，更多的人则认为星云只是银河系内由低密度物质聚成的团块。这两种彼此向左的意见之间的争论在1920年4月美国科学院举办的“宇宙的尺度”辩论会上达到顶峰。对立双方的观点相持不下，而关键在于正确测定星云的距离。如果距离大于银河系尺度，那么就可以肯定河外星系的存在。
1923年10月6日，美国天文学家哈勃利用威尔逊山天文台当时世界上最大的2.5m口径望远镜拍摄了仙女星云的照片，照片上星云外边缘已被分解为一颗颗恒星。哈勃从这些恒星中证认出多颗造父变星，并利用它们推算出仙女星云的光度距离为225万光年，远远超出银河系范围之外。河外星系确实存在，仙女星云应改名为仙女星系。一场旷日持久的科学争论终于有了明确的结果，人类对宇宙的认识又大大地跨前了一步。
周光关系（B）中的参数a、b必须由已知距离的恒星来加以标定，所以光度距离是一种相对测定方法，而由三角视差得出的几何距离是一种绝对测定方法，因为方法本身不需要定标。周光关系只是光度距离的一种测定方法，只要能知道某类天体的光度，就可以推算出它的距离。比如，另有一类变星称为天琴RR型变星（其原型为恒星天琴RR），它们的平均绝对星等（光度）接近某个常数。因此，只要证认出这类变星，就不难确定其光度距离。这种天体的光度称为标距参数或标准烛光，故凡是能用来测定距离的天体便称为标距天体。
三、速度距离和尺度距离
（1）速度距离 天体的空间运动速度可以分解为沿观测者视线方向和与视线正交方向的两个分量，这就是视向速度和切向速度。视向速度可以通过观测天体的光谱，利用因速度引起的谱线多普勒位移来测出，这是线速度。切向速度可以通过比较同一天体在相隔很长（比如几年或几十年甚至更长）一段时间内位置的变化来加以确定，但当距离未知时只能得出角速度，称为天体的自行。当天体运动速度矢量方向与观测者视线方向的交角θ=45°时，视向速度V和切向速度T相等。设自行为μ，则有
V=T=Rμ（C）
其中天体的距离R不难由V和μ求得，即R=V/μ。现在的问题是θ未必等于45°，事实上θ是未知的，因而V与T不具有可比性，V=T不成立。
但是，对于一群恒星来说，只要设法扣除它们的系统性运动部分，剩下的所谓“本动”在大小和方向上都可以合理地假设为服从随机分布，因而这群恒星的平均自行和平均视向速度便具有可比性，于是就可以利用式（C）推算出这群恒星的平均距离，称为速度距离。确定速度距离的另一条途径是利用一群恒星（比如一个星团）中单颗恒星的速度v[，i]（视向速度或自行）对该星群平均速度
因为对于一群恒星来说，视向速度弥散度σ[，v]（线量）和自行弥散度σ[，μ]（角量）是可比的，所以可按下式计算这群星的平均距离
σ[，v]=Rσ[，μ]（E）
（2）尺度距离 如果能测出恒星（或其他天体）的角直径
，同时又设法求得同一天体的线直径d，那么由式
d=R（F）
就可以确定该恒星的距离R。通过这条途径取得的天体距离称为尺度距离。由于恒星距离遥远，地球上观测到的恒星角直径很小，测定颇为不易。对于近距离的巨星，可以用迈克尔逊干涉法测出角直径。对于有些恒星，则可以利用角直径与视星等和颜色之间的理论关系，而视星等和颜色是可以观测到的。另一方面，线直径的测定更为困难。有一类变星称为脉动变星，其星体作周期性的膨胀和收缩。只要对这类变星进行监测，测定因膨胀或收缩引起的谱线多普勒速度位移，并就一段时间观测进行积分，便可求得恒星的线直径。
超新星爆发时会抛出一个物质环，环物质因高度电离原子而在紫外波段产生窄发射线。爆发后经t[，0]时间开始观测到这种发射线，经t[，1]时间谱线强度达到极大，t[，1]和t[，0]之差称为时延。图2表示了相应的几何位形。由图可知，B点光线先到达观测者，相应t[，0]，C点光线也到达时强度为极大，相应t[，1]。因为
图2 超新星爆发后抛出物质环
式中c为光速，r为环的线半径，i为环平面倾角。由式（G）可以同时求得r和i。又通过高分辨率空间观测可以测定环的角半径a，比较线半径r和角半径a就可以确定超新星的距离。
速度距离和尺度距离都属于距离的绝对测定。一般来说，它们的适用范围比较小，不如用造父变星得出的光度距离。
四、宇宙学距离
1927年，哈勃在证实河外星系的存在后不久，发现河外星系普遍存在谱线红移。所谓红移是指当天体远离我们而去时，由于多普勒效应引起的天体光谱线向长波端（红端）的位移。相反，如果天体的运动是向我们而来，谱线就向短波端（兰端）位移，称为兰移。利用已经通过其他方法确定了距离的二十几个星系，哈勃发现星系的距离与红移成正比：
R=cz/H[，0]（H）
式中c为光速，H[，0]为哈勃常数，而z=Δλ/λ称为红移，其中入为某条谱线的波长，Δλ为该谱线因多普勒效应而出现的位移量。式（H）就是哈勃定律。如果把红移解释为起因于星系的视向退行速度Vr=cz，则哈勃定律表明离我们越远的星系退行速度越大，由此得出的结论是宇宙正在膨胀，从而有力地支持了大爆炸宇宙论。式（H）中的z是可观测量，只要知道哈勃常数H[，0]，就可以确定遥远星系的距离，称为宇宙学距离。这是一种相对测定方法，关键在于用已知距离的星系来确定哈勃常数H[，0]。
测定哈勃常数的最有效途径之一是利用Ia型超新星作为标距天体。因为Ia型超新星非常明亮，爆发时的最亮绝对星等为-19.5等，而误差小于0.1星等，可以作为一种很好的标准烛光，在很远的地方也能观测到，适用范围可达30亿秒差距之远！
目前，利用各种方法测得的哈勃常数为H[，0]=（65±10）km/s/Mpc，这里Mpc指“百万秒差距”。有了哈勃常数，就可以利用哈勃定律来确定更遥远天体的距离。从本质上说，这是一种外推法，或者说相对测量方法。除了用Ia型超新星的最亮绝对星等外，还可以通过其他途径来确定哈勃常数。
五、宇宙距离尺度和宇宙年龄
下列数字可以使我们对宇宙距离尺度有一个粗略的认识：
太阳到银河系中心的距离 2.6万光年
银河系主体部分直径10万光年
最近河外星系（大麦哲伦云）的距离16万光年
最近巨星系（仙女星系M31）的距离240万光年
最近星系团（室女团）的距离5400万光年
最近富星系团（后发团）的距离 2.7亿光年
可观测宇宙的范围
～150亿光年
上述距离尺度都是用多种方法进行测定后的综合结果，既有绝对测定，也有相对测定。就绝对测定来说，除了三角视差得出的几何距离外，其他方法都要以某种理论假设为前提，所以测定精度未必好于相对测定。至于距离的相对测定，总是由近及远逐级进行：利用已知距离的近天体对一些物理关系进行定标，测定其中的一些参数，然后把这一物理关系外推并用到更远的天体上。
最后，我们简单说一下关于宇宙年龄的问题。
如果假设自大爆炸以来宇宙一直作匀速膨胀，即宇宙膨胀的速度保持不变，那么在所谓哈勃时间t[，0]=Ho[-1]之前，宇宙中的所有星系必然位于同一点，即大爆炸的起点，所以t[，0]也就是宇宙年龄。根据宇宙大爆炸理论，在这之前既无空间的概念，也无时间的概念，对此我们不能用一般性的常识去理解。如果采用H[，0]=65km/s/Mpc，可以推知宇宙年龄约为150亿年（最近一项结果为137亿年），其他天体的年龄不应超过这个数字，否则就发生矛盾。根据现有的恒星演化理论可以推知，宇宙中最年老恒星的年龄也是约为150亿年（一说130～170亿年），这个数字与上述宇宙年龄太过于接近了。为此，天文学家正在作进一步的仔细研究，以求取得更合理的结果。另一方面，如果宇宙处于加速膨胀而不是匀速膨胀状态，则年龄要老于150亿年，也许可以解决这一矛盾，但其中又涉及所谓暗物质和暗能量的问题，情况颇为复杂，本文就不展开了。