紅移 多普勒
人們常常用“天文數(shù)字”來(lái)形容數(shù)字的巨大,事實(shí)也確實(shí)如此：
日－地距離是149 597 870千米,仙女座星系距離我們236萬(wàn)光年,整
個(gè)宇宙的尺度大約是15 000 000 000光年(大約合9 460 800 000 000 000米）.
這些碩大無(wú)朋的數(shù)字是什么得出的?天文學(xué)家用的是什么尺子?
從窗口望去我可以判斷大街上的行人距離我多遠(yuǎn),這依靠的是周
圍的參照物和生活常識(shí),要測(cè)量旗桿的高度可以把它放倒然后用尺子
量.然而對(duì)于天文學(xué)家來(lái)說,這些方法全都是遙不可及——的確是遙
不可及,天文學(xué)家的工作就是研究那些遙不可及的天體.那么,天文
學(xué)家是如何測(cè)量距離的呢?
從地球出發(fā)
首先來(lái)說說視差.什么是視差呢?視差就是觀測(cè)者在兩個(gè)不同位
置看到同一天體的方向之差.我們來(lái)做個(gè)簡(jiǎn)單的實(shí)驗(yàn)：伸出你的右手
拇指,交替閉合和睜開雙眼,你會(huì)發(fā)現(xiàn)拇指向?qū)τ诒尘白笥乙苿?dòng).這
就是視差.在工程上人們常用三角視差法測(cè)量距離.如圖,如果我們
測(cè)量出∠α、∠β和兩角夾邊a（稱作基線）,那么這個(gè)三角形就可以
被完全確定.
天體的測(cè)量也可以用三角視差法.它的關(guān)鍵是找到合適的邊長(zhǎng)a——
因?yàn)樘祗w的距離通常是很大的——以及精確測(cè)量角度.
我們知道,地球繞太陽(yáng)作周年運(yùn)動(dòng),這恰巧滿足了三角視差法的條
件：較長(zhǎng)的基線和兩個(gè)不同的觀測(cè)位置.試想地球在軌道的這一側(cè)和另
一側(cè),觀測(cè)者可以察覺到恒星方向的變化——也就是恒星對(duì)日－地距離
的張角θ（如圖）.圖中所示的是周年視差的定義.通過簡(jiǎn)單的三角學(xué)
關(guān)系可以得出：
r=a/sinθ
由于恒星的周年視差通常小于1°,所以(使用弧度制)sinθ≈θ.如
果我們用角秒表示恒星的周年視差的話,那么恒星的距離r=206 265a/θ.
通常,天文學(xué)家把日－地距離a稱作一個(gè)天文單位（A.U.）.只要測(cè)量
出恒星的周年視差,那么它們的距離也就確定了.當(dāng)然,周年視差不
一定好測(cè).第谷一輩子也沒有觀測(cè)的恒星的周年視差——那是受當(dāng)時(shí)
的觀測(cè)條件的限制.
天文單位其實(shí)是很小的距離,于是天文學(xué)家又提出了秒差距（pc）
的概念.也就是說,如果恒星的周年視差是1角秒（1/3600秒）,那么
它就距離我們1秒差距.很顯然,1秒差距大約就是206265天文單位.
遺憾的是,我們不可能把周年視差觀測(cè)的相當(dāng)精確.現(xiàn)代天文學(xué)使
用三角視差法大約可以精確的測(cè)量幾百秒差距內(nèi)的天體,再遠(yuǎn),就只好
望洋興嘆了.
星等的關(guān)系
星等是表示天體相對(duì)亮度的數(shù)值.我們直接觀測(cè)到的星等稱為視星
等,如果把恒星統(tǒng)一放到10秒差距的地方,這時(shí)我們測(cè)量到的視星等就
叫做絕對(duì)星等.視星等（m）和絕對(duì)星等（M）有一個(gè)簡(jiǎn)單的關(guān)系：
5lg r=m-M+5
這就意味著,如果我們能夠知道一顆恒星的視星等（m） 和絕對(duì)星
等（M）,那么我們就可以計(jì)算出它的距離（r）.不消說,視星等很好
測(cè)量,那么絕對(duì)星等呢?很幸運(yùn),通過對(duì)恒星光譜的分析我們可以得出
該恒星的絕對(duì)星等.這樣一來(lái),距離就測(cè)出來(lái)了.通常這被稱作分光視
差法.
絕對(duì)星等是很有用的.天文學(xué)家通常有很多方法來(lái)確定絕對(duì)星等.
比如主星序重疊法.如果我們認(rèn)為所有的主序星都具有相同的性質(zhì).那
么相同光譜型的恒星就有相同的絕對(duì)星等.如果對(duì)照太陽(yáng)附近恒星的赫
羅圖,我們就可以求出遙遠(yuǎn)恒星的絕對(duì)星等,進(jìn)而求出距離.
造父變星是一種性質(zhì)非常奇特的恒星.所謂變星是指光度周期性變
化的恒星.造父變星的獨(dú)特之處就在于它的光變周期和絕對(duì)星等有一個(gè)
特定的關(guān)系（稱為周光關(guān)系）.通過觀測(cè)光變周期就可以得出造父變星
的絕對(duì)星等.有了絕對(duì)星等,一切也就好說了.
造父變星有兩種：經(jīng)典造父變星和室女座W型造父變星,它們有不
同的周光關(guān)系.天琴座的RR型變星也具有特定的周光關(guān)系,因此也可以
用來(lái)測(cè)定距離.這種使用變星測(cè)距的方法大致可以測(cè)量108秒差距的恒星.
向紅端移動(dòng)
人們觀測(cè)到,更加遙遠(yuǎn)的恒星的光譜都有紅移的現(xiàn)象,也就是說,
恒星的光譜整個(gè)向紅端移動(dòng).造成這種現(xiàn)象的原因是：遙遠(yuǎn)的恒星正在
快速的離開我們.根據(jù)多普勒效應(yīng)可以知道,離我們而去的物體發(fā)出的
光的頻率會(huì)變低.
1929年,哈勃(Hubble,E.P.)提出了著名的哈勃定律,即河外星系的視
向退行速度和距離成正比：v=HD.這樣,通過紅移量我們可以知道星
體的推行速度,如果哈勃常數(shù)H確定,那么距離也就確定了（事實(shí)上,
哈勃太空望遠(yuǎn)鏡的一項(xiàng)主要任務(wù)就是確定哈勃常數(shù)H）.
這樣,我們就可以測(cè)量到這個(gè)可觀測(cè)宇宙的邊緣了.
回到地球
不過還是有一個(gè)問題,這種天文學(xué)的測(cè)量如同一級(jí)一級(jí)的金字塔,
那么金字塔的地基——天文單位到底是多少呢?如果測(cè)量不出天文單位,
其他的測(cè)量就都成了空中樓閣.
天文單位的確是天文測(cè)量的基石.20世紀(jì)60年代以前,天文單位也
是用三角測(cè)量法測(cè)出的,在這之后,科學(xué)家使用雷達(dá)測(cè)量日－地距離.
雷達(dá)回波可以很準(zhǔn)確的告訴我們太陽(yáng)里我們有多遠(yuǎn),這樣一來(lái),天文學(xué)
家就可以大膽的測(cè)量遙遠(yuǎn)的星辰了