時空通訊2017-10-18 14:47:51

宇宙中的星體都很遙遠，用地球上常用的度量單位表示數字太大，所以一般用天文單位和光年來計算，單位是以地球到太陽的平均距離來確定的，一個天文單位約為1。5億千米；光年是以每秒光在真空中的速度約30萬千米，一年可以行駛約10萬億千米，所以一光年的距離就是10萬億千米。如果以光年計，太陽到地球的距離為8光分；離我們最近的恆星是半人馬座的南門二恆星系的比鄰星，距離我們約4。2光年；目前發現離我們最遠的z8_GND_5296星系，距離我們為130多億光年。

一直以來，社會上不少人都對宇宙中遙遠天體距離的測量覺得很神秘，有的更是覺得是科學家們亂猜的，那麼遙遠的的距離怎麼可能測得出來呢，又沒拿捲尺去量，誰知道是不是瞎子估水，一擔兩桶，瞎說。那麼這些距離是不是真是估算出來的呢？如果不是又是怎麼算出來的呢？其實，科學家對星空的觀測有很多辦法，這些方法經過幾百年的提煉和深化，已經越來越精確，比用捲尺去量精確多了。因為捲尺只能測量短距離，任何捲尺都有熱脹冷縮和拉伸效應，所以大距離測量是誤差很大的，在地球上現在也不用這種方式來測較長的距離了，而是用儀器和gps定位系統來精確測量。星空的測量非常複雜，也有多種方法，現在介紹主要的幾種。

三角視差法

河內天體的距離又稱為視差，恆星對日地平均距離（a）的張角叫做恆星的三角視差（p），則較近的恆星的距離D可表示為：sinπ=a/D，若π很小，π以角秒錶示，且單位取秒差距（pc），則有：D=1/π。用週年視差法測定恆星距離，有一定的侷限性，因為恆星離我們愈遠，π就愈小，實際觀測中很難測定。三角視差是一切天體距離測量的基礎，至今用這種方法測量了約10，000多顆恆星。

分光視差法

對於距離更遙遠的恆星，比如距離超過110pc的恆星，由於週年視差非常小，無法用三角視差法測出。於是，又發展了另外一種比較方便的方法——分光視差法。該方法的核心是根據恆星的譜線強度去確定恆星的光度，知道了光度（絕對星等M），由觀測得到的視星等（m）就可以得到距離。m - M= -5 + 5logD。

造父周光關係測距法

大質量的恆星，當演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動週期非常規則，中文名叫造父。1912 年美國一位女天文學家勒維特（Leavitt 1868——1921）利用小麥哲倫雲中的造父變星確立了視星等和週期之間的準確關係，她發現的光變週期與視星等的關係可以視為是光變週期與絕對星等的關係，如果兩顆造父變星的光變週期相同則認為它們的光度就相同。由視星等轉化為絕對星等，需要解決周光關係的零點標定問題。她在1912年以25顆造父變星與更進一步證據一起發表。後續許多科學家豐富和完善了這個理論，並得到了周光關係曲線，確立了周光關係，完成了零點標定，等於為宇宙制訂了一個量天尺。以後在測量不知距離的星團、星系時，只要能觀測到其中的造父變星，利用周光關係就可以將星團、星系的距離確定出來。目前在銀河系內共發現了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個量天尺測量的。

譜線紅移測距法

20 世紀初，光譜研究發現幾乎所有星系的都有紅移現象。所謂紅移是指觀測到的譜線的波長比相應的實驗室測知的譜線的波長要長，而在光譜中紅光的波長較長，因而把譜線向波長較長的方向的移動叫做光譜的紅移。1929年哈勃用2。5米大型望遠鏡觀測到更多的河外星系，又發現星系距我們越遠，其譜線紅移量越大。

譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學說。哈勃指出天體紅移與距離有關：Z = H*d /c，這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數，其值為50～80千米/（秒•兆秒差距）。根據這個定律，只要測出河外星系譜線的紅移量Z，便可算出星系的距離D。用譜線紅移法可以測定遠達百億光年計的距離。

以上是目前天文學界普遍使用的幾種測量天體距離的方法。除此之外，還有許多測量方法，如：威爾遜-巴普法、星際視差法、力學視差法、星群視差法、統計視差法、自轉視差法、鐳射測距編輯等，這些方法在對測量不同距離和性質的星體時有著不同的作用。所有的測量方法可以單獨使用，也可以多種方法綜合使用，互相對比糾正偏差。一般來說，科學家在最終確定星體距離時都會用多種方法互相驗證，力求做到精確無誤。所以一經公佈和發表的天文資料，一般都是經得起檢驗的。當然隨著科學技術的不斷進步，一些新的發現和新的更加精密的測量手段還會不斷湧現，對早期發現和測量的宇宙空間可能還會有所偏差並予以糾正，這正是永無止境的科學精神體現。