测量天体距离的4把尺，本文主要内容关键词为：天体论文,测量论文,距离论文，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。
距离是天体最重要的参数，自古以来对恒星的距离有着多种猜测，真正能有根有据地说出它来还是近两百年的事。其间经过曲折探索，主要发展了4种方法，或者说用了4把“量天尺”，由近及远地量出了天体的距离。
一、三角视差
几何学有一条定理，已知三角形两角夹一边便可求解该三角形。三角视差法便是基于这一定理。早在1672年，法国人卡西尼便用此法测出了火星的距离。对于遥远的恒星，顶角极小，为了提高精度应尽量扩大底边。在地面上测量，最大的基线是地球公转轨道直径（图1中，AB＝2AU，AU是太阳系内使用的距离单位，叫天文学单位，等于日地平均距离。1AU＝1.49×10[11]m）。1AU在恒星处的张角π定义为恒星C的周年视差，π可由测量∠A与∠B算出。哥白尼提出日心说后近3百年内， 许多天文学家就试图发现恒星的周年视差，但都没有成功，其中也包括著名的第谷，以致有人开始怀疑哥白尼学说的正确性。直到1839年德国人贝塞尔才测出最近（从而视差也最大）的半人马座α星的π， 约等于3/4角秒（1″＝1°/3600，相当于2千米之外看一枚分币的张角）。不难算出距离D
可见即使用AU为单位，恒星距离也是一个很大数值，必须使用新的单位。三角视差法是迄今最直接、也最可信的测距方法，其他方法都是以它为基础的，所以在天文学中十分重要，以致天文学家定义了一个新的距离单位——秒差距：在1秒差距之外看，1AU的张角是1角秒，记作1P[,s]＝3.261y。后一单位是光年的记号。
随着大口径望远镜投入使用，三角视差法的适用范围大大扩展了。1969年已公布了距离在20P[,s]之内的1千多颗近距恒星的视差，目前这一数字又扩大到6千颗，距离扩大到100P[,s]，即300光年左右。 对300光年远的恒星，观测误差已达到视差自身的量级，一般认为这是三角视差法的适用极限了。从天文学观点看，这个范围太小，还得寻求新的“量天尺”。
二、分光视差
将恒星大小比作分币，平均一个省那么大的范围才1～2个，可以认为星际间不存在吸收物质。假定所有恒星光度相同（将它们移到同一距离时，都一样亮），其视亮度应按距离的平方反比律下降。果真这样的话，测出视亮度便可算出距离的相对值，而近距的恒星已由三角视差法测出距离绝对值，这样便可将测距范围延伸很远。许多测距方法都属这一思路，本文先介绍一种。
将已用三角视差法测出距离的几千近距恒星绘成标准赫罗图，并将主序星带所反映的谱型与光度关系推广到远距恒星（等于认为，主序星不论远近都是相似的）。只要获得远距星B的光谱并确定其谱型， 便可通过标准赫罗图找出它在主星序带上的位置，从而得出与近距恒星A 的光度比，代入上式便可求出D[,B]。这种方法适用范围可扩大到10 万光年（银河系边缘）。这是人类第二把“量天尺”。这一方法虽然不是去测视差，但由于要靠三角视差法来标定，加上主要靠光谱确定谱型，故称为分光视差法。
三、脉动变星的周光关系
大质量恒星演化到晚期会呈现不稳定的脉动，其光度亦作同周期变化，称为脉动变星。造父变星是其中光度高、周期长而规则的一类，很容易辨认和测出周期。造父变星中最典型也是最先发现的一颗，在我国古代称为“造父一”，因而得名。20 世纪初发现造父变星的光变周期P与其光度L有密切关系，P越大，L也越大，P与L 的函数关系称为周光关系（图2）。这一关系最初是在大、小麦哲伦星云中发现的。 实际上这是距银河系最近的两个伴星系，大麦哲伦系16万光年，小麦哲伦系19万光年。处于这两个星系中的造父变星由于距离相差无几，视亮度与周期的相关性便反映了光度与周期的关系。很快天文学家便意识到，只要用独立方法标定一颗造父变星的光度，便可由P－L关系曲线确定所有的造父变星光度，结合视亮度便可算出距离。光度周期测量比获得光谱并确定谱型容易而且准确，故造父变星被称为第三把“量天尺”。
由于所有造父变星都很远，无法用三角视差法标定；又由于不属于主序星，无法用分光视差法标定，因此存在所谓“零点问题”。类似于我们可以量出距离为尺子的几倍，但不知尺子本身的长度。这一问题50年代由德国人巴德突破性地解决了。他用刚投入使用的美国帕洛玛山上5米望远镜完成了这一标定，使我们不仅量出了银河系的大小， 河外星系的距离，甚至宇宙大小的测量也要靠这把尺子来接力。当距离超出几百万光年之外，望远镜已难以分辨单个变星了，造父变星这把“量天尺”就开始失效。
四、哈勃原理
20世纪初大型望远镜问世，为河外天体的系统观测创造了条件。从20年代起，已对河外星系的光谱（数百万光年之外，那么微弱的信号，还要用光栅展开成光谱，现代天文观测技术水平之高超可见一斑）做了大量观测，积累了丰富的资料。斯里菲尔发现，星系谱线波长与地面上对应谱线相比，有系统的红移现象。即红移
分别为同一谱线在地面上与星系光谱中测得的波长。在此基础上，美国科学家哈勃走出关键的一步：由于当时并不清楚河外星系的距离，哈勃用星系视亮度与其谱线红移值进行统计分析，发现两者存在很强的统计关系——亮度愈小、红移愈大。就统计观点而言，视亮度越小表明距离越大。这一发现的含义是离我们愈远的星系，红移值越大。假定这些红移是多普勒效应，即退行引起的，从光的多谱勒效应公式可知：
式中u是星系的视向速度，以远离为正，c为光速。1929年，当时仅对29个河外星系估计了距离，哈勃通过上式算出退行速率，绘出了速度一距离关系图（图3）。如果说由于距离估计的出入， 加之样本局限于较近星系，使速度—距离关系在这幅原始图上还不十分明显的话；那么，校准过的距离，以及将样本扩大到更远的星系（几十亿光年）所绘的图（图4），便明确无误地显示了正比关系：u＝H[,0]D，这便是著名的哈勃定律。式中H[,0]称为哈勃常数。 利用红移与退行速率关系还可将哈勃定律表示为：Z＝H[,0]D/c或D＝cZ/H[,0]。由于所有星系谱线都有红移，表明了它们都在远离我们而去。哈勃定律指出，愈远的星系逃离我们的速率也愈大，这就描绘出一幅正在膨胀着的宇宙图像。到目前为止，所有的天文观测事实都支持这一宇宙图像。由于Z比较容易测出，所以较远的河外星系距离以致宇宙半径都可依
小，导致对宇宙半径的估计也愈来愈大。目前的估计是宇宙半径为150～200亿光年。更远之处由于光向我们靠近抵不过因宇宙膨胀而增加的距离，从而与我们不可能发生任何交流（包括信息）。
不论哈勃常数有多大的不确定度，哈勃定律仍是20世纪天体物理学最伟大的发现之一，它架起了天文学与物理学的桥梁。更准确可信的测定哈勃常数在天体物理研究中居于首位。随着以哈勃命名的太空望远镜升天，可能在近期能得出更可信的数据。