科學(xué)家有尺子嗎？宇宙那么大，他們?nèi)绾尉珳?zhǔn)測(cè)量星系間的距離？ 全球看點(diǎn)

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在人類探知的宇宙中， 離地球最遠(yuǎn)的行星是目前已知的冥王星(Pluto) ，而人類最想要研究的行星是火星，距離地球第二近，第一近的是金星。

(資料圖)

冥王星是太陽(yáng)系中離我們最遙遠(yuǎn)的行星之一。 它的平均距離約為個(gè)天文單位（AU）。一個(gè)天文單位等于地球和太陽(yáng)之間的平均距離，約為億公里。因此， 冥王星的平均距離約為59億公里。

冥王星最初被認(rèn)為是第九顆行星，但后來被重新分類為矮行星。在2006年，國(guó)際天文學(xué)聯(lián)合會(huì)(IUA)將冥王星重新分類為矮行星，因?yàn)樗环稀靶行恰钡乃幸?。這個(gè)決定引起了很多爭(zhēng)議，但I(xiàn)UA認(rèn)為這是為了更好地定義太陽(yáng)系中各個(gè)天體的分類。

我們?cè)賮砜纯椿鹦?，地球和火星之間的距離是不斷變化的，一般來說， 在兩顆行星之間的最短距離稱為“近地點(diǎn)距離”，這種情況每隔約26個(gè)月就會(huì)發(fā)生一次。

在這種情況下，地球和火星之間的距離最短，可以達(dá)到 約5400萬(wàn)公里 。這個(gè)距離遠(yuǎn)遠(yuǎn)小于它們之間的平均距離，平均距離約為億公里。由于近地點(diǎn)距離的變化，地球和火星之間的距離在不同的時(shí)間有很大的差異。

地球和火星之間的近地點(diǎn)距離已經(jīng)啟發(fā)了許多太空探測(cè)任務(wù)。在這些任務(wù)中， 科學(xué)家利用較短的距離和比較低的速度來發(fā)射探測(cè)器， 這樣可以更快地到達(dá)目標(biāo)行星，并減少任務(wù)的時(shí)間和成本。

你有沒有想過一個(gè)問題，如果說地球和火星的距離，是人類探測(cè)過才知道的，那么我們又是如何知道地球跟冥王星的距離的呢？

有沒有一種可能，人類不用登陸探測(cè)，也有測(cè)量宇宙距離的方法呢？今天我們就聊聊這些方法。

視差法是宇宙測(cè)距的一種基本方法，它是 通過觀察同一顆天體在不同時(shí)間由于地球繞日公轉(zhuǎn)帶來的視線角度變化來計(jì)算其距離的。 該方法常用于測(cè)量銀河系內(nèi)恒星、星團(tuán)和星云等天體的距離。

視差角度的大小與天體距離成反比關(guān)系，即距離越遠(yuǎn)，視差角度越小。 因此，利用視差測(cè)量天體距離時(shí)需要找到一個(gè)基準(zhǔn)距離。對(duì)于銀河系內(nèi)部的天體，太陽(yáng)通常被選擇為基準(zhǔn)點(diǎn)，稱為太陽(yáng)距離單位（AU）。 1 AU定義為地球到太陽(yáng)的平均距離，約為×10^8 km。 當(dāng)一個(gè)天體的視差角度為1角秒時(shí)，它與地球的距離為1 AU。

視差法測(cè)量恒星距離的原理可以用下圖來說明：

在這張圖中，A和B分別是地球在公轉(zhuǎn)軌道上的兩個(gè)位置，C是一個(gè)遠(yuǎn)處的恒星。由于地球在軌道上的運(yùn)動(dòng)，C相對(duì)于背景星空的位置會(huì)發(fā)生變化。當(dāng)?shù)厍虻竭_(dá)B點(diǎn)時(shí)，C相對(duì)于背景星空向左移動(dòng)了一個(gè)視差角度p，如圖中的Δθ所示。根據(jù)三角函數(shù)的基本定義，可以得到：

p = 2π(AB/360)×d

其中，d是C與太陽(yáng)的距離，AB是地球在公轉(zhuǎn)軌道上運(yùn)動(dòng)的弧長(zhǎng)。因此，通過測(cè)量AB和視差角度p，就可以計(jì)算出恒星距離d。

視差法測(cè)量天體距離的精度取決于視差角度的大小和測(cè)量誤差的大小。 對(duì)于銀河系內(nèi)的近鄰恒星，其視差角度通常在幾毫角秒至幾十毫角秒之間，相應(yīng)的距離精度可達(dá)1-10%。 而對(duì)于更遠(yuǎn)的天體，視差角度非常小，需要更高精度的觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理技術(shù)才能進(jìn)行測(cè)量。

視差法測(cè)距的實(shí)際例子有很多，在天文學(xué)領(lǐng)域得到了廣泛應(yīng)用。例如， 哈勃太空望遠(yuǎn)鏡通過測(cè)量超新星SN 1987A的視差角度，確定了它與地球的距離約為168,000光年，這一結(jié)果與其他方法得到的距離值基本一致。 此外，視差法還被用于測(cè)量銀河系中心的超大質(zhì)量黑洞距離以及銀河系與周圍星系的距離等。

造父變星法是宇宙測(cè)距的一種重要方法，它是 通過觀測(cè)恒星的亮度變化來計(jì)算其距離的。 該方法常用于測(cè)量銀河系周圍星系和星系團(tuán)等遠(yuǎn)離地球的天體的距離。

造父變星是指恒星在其表面層產(chǎn)生對(duì)流運(yùn)動(dòng)時(shí)所引起的非周期性的亮度變化。 這種亮度變化與造父變星的質(zhì)量、半徑、溫度、化學(xué)成分等相關(guān)，因此可以作為造父變星的“指紋”進(jìn)行分類和識(shí)別。 其中，Cepheid變星是最常見的造父變星之一，它具有較大的絕對(duì)亮度和周期性的光度變化。

造父變星法的原理可以用關(guān)系式來說明：

M = αlogP + β

其中，M是絕對(duì)亮度，P是周期，α和β是常數(shù)。該關(guān)系式由天文學(xué)家埃德溫·哈勃在1912年提出，是Cepheid變星法的基礎(chǔ)。

在實(shí)際操作中，測(cè)量一個(gè)Cepheid變星的視星等和周期，就可以根據(jù)上述經(jīng)驗(yàn)關(guān)系式計(jì)算出其絕對(duì)亮度。同時(shí)， 通過觀測(cè)該Cepheid變星在天球上的位置和速度，可以得到它相對(duì)于地球的運(yùn)動(dòng)狀態(tài)。 將所得絕對(duì)亮度與視星等進(jìn)行比較，就可以計(jì)算出該Cepheid變星與地球的距離。進(jìn)而，利用該Cepheid變星作為參考點(diǎn)，測(cè)量其他天體的視星等，就可以通過類似的方法計(jì)算它們的距離。

造父變星法測(cè)量天體距離的精度取決于經(jīng)驗(yàn)關(guān)系式的精度和測(cè)量誤差的大小。 隨著觀測(cè)技術(shù)和數(shù)據(jù)處理能力的不斷提高，Cepheid變星法的精度已經(jīng)達(dá)到了約5%的水平，成為宇宙學(xué)研究中最重要的距離測(cè)量手段之一。

造父變星法的實(shí)際例子有很多，在天文學(xué)領(lǐng)域得到了廣泛應(yīng)用。例如，哈勃太空望遠(yuǎn)鏡通過測(cè)量Cepheid變星在螺旋星系NGC 4603中的亮度和周期，確定了該星系的距離約為1080萬(wàn)光年，這一結(jié)果與其他方法得到的距離值基本一致。此外， 造父變星法還被用于測(cè)量星系團(tuán)的距離、宇宙膨脹率等重要參數(shù)。

紅移法是宇宙學(xué)中最為重要的距離測(cè)量手段之一，它是 通過分析天體發(fā)出的光譜來確定其紅移量，再結(jié)合相關(guān)理論模型計(jì)算出天體與地球之間的距離。

紅移是由于光源與地球間的相對(duì)運(yùn)動(dòng)導(dǎo)致光線波長(zhǎng)增大、頻率降低的現(xiàn)象。 在宇宙學(xué)中，遠(yuǎn)離我們的天體較遠(yuǎn)，其光線在傳輸過程中會(huì)受到紅移的影響，其紅移量與距離成正比關(guān)系。因此，通過測(cè)量天體的紅移量，就可以得知其距離。

紅移大小可用一個(gè)稱為z值的無(wú)量綱參數(shù)來表示，其定義為：

z = (λ_obs - λ_em)/λ_em

其中，λ_obs和λ_em分別代表所觀測(cè)到的光的波長(zhǎng)和該波長(zhǎng)在恒星或星系內(nèi)部產(chǎn)生的波長(zhǎng)。由于紅移導(dǎo)致觀測(cè)到的波長(zhǎng)增大，因此z值通常是正數(shù)。對(duì)于遠(yuǎn)處天體的紅移，z值可能達(dá)到幾個(gè)甚至幾十個(gè)百分點(diǎn)。

為了使用紅移法測(cè)量天體距離，需要先測(cè)量它們的紅移量?，F(xiàn)代天文學(xué)家采用不同的方法來測(cè)量紅移量，其中最常用的是光譜測(cè)量法。該方法 利用天體發(fā)出的光線通過分光鏡進(jìn)行分析，可以得到各種元素的發(fā)射或吸收線的位置和強(qiáng)度。 通過對(duì)比這些線在實(shí)驗(yàn)室中的參考位置，就可以確定天體的紅移量。

除了光譜測(cè)量法外，還有一些其他方式可以測(cè)量紅移量，包括通過測(cè)量光度與顏色和時(shí)序變化等方法。無(wú)論采用何種方法， 紅移法都是一種相對(duì)簡(jiǎn)單、精度較高的宇宙測(cè)距手段。

紅移法已經(jīng)成為宇宙學(xué)中最重要的距離測(cè)量手段之一，并被廣泛應(yīng)用于測(cè)量天體距離、宇宙膨脹率等參數(shù)。

比如基于紅移法的銀河系距離估計(jì)

通過觀測(cè)銀河系內(nèi)Cepheid變星和RR Lyrae變星的光度和周期，結(jié)合其紅移量和天球位置信息，可以估算出銀河系與地球的距離。

近年來， 利用紅移法和其他方法相結(jié)合，已經(jīng)得到了更加精確的銀河系距離估計(jì)結(jié)果。 例如，在2014年，通過多個(gè)觀測(cè)方法，得出了銀河系至少位于± kpc處的結(jié)論。

隨著大量精確的紅移測(cè)量數(shù)據(jù)的積累，科學(xué)家們對(duì)哈勃常數(shù)的測(cè)量也越來越準(zhǔn)確。例如，根據(jù)歐洲空間局（ESA）行星研究小組2021年發(fā)布的數(shù)據(jù)，利用紅移法和其他方法相結(jié)合，得到了哈勃常數(shù)為± km/s/Mpc的結(jié)果，這與此前得到的結(jié)果相比更加精確。

可能有人會(huì)問，人類明明無(wú)法達(dá)到更遠(yuǎn)的星系，為何卻要精準(zhǔn)測(cè)量和這些星系的距離？這有什么意義？

雖然人類目前無(wú)法到達(dá)更遠(yuǎn)的星系，但是通過對(duì)星系距離的測(cè)量，可以幫助我們更好地理解宇宙的結(jié)構(gòu)和演化歷史，深入探究宇宙的本質(zhì)和規(guī)律。

在宇宙學(xué)中，我們需要知道 宇宙中各個(gè)天體的位置、運(yùn)動(dòng)和距離等信息，才能推導(dǎo)出宇宙的本質(zhì)和演化歷史。 例如，我們通過測(cè)量星系之間的距離，可以確定宇宙的膨脹速率、年齡等重要參數(shù)，進(jìn)而推斷宇宙的起源和演化過程。

其次， 星系距離的測(cè)量也有助于我們研究恒星和行星系統(tǒng)的形成和演化。 通過觀測(cè)和測(cè)量距離較近的星系，我們可以更全面地了解恒星和行星系統(tǒng)的性質(zhì)和演化規(guī)律。

例如，通過對(duì)距離較近的恒星和行星系統(tǒng)的觀測(cè)，科學(xué)家們發(fā)現(xiàn)了大量新的exo行星（即類地行星）以及一些具有人類居住條件的“超級(jí)地球”，這些成果為尋找外星生命提供了希望。

最后， 精準(zhǔn)的星系距離測(cè)量也為天文觀測(cè)和導(dǎo)航等領(lǐng)域提供了支持 。例如，在天文學(xué)中，我們需要知道恒星或星系的距離才能確定它的亮度、大小和質(zhì)量等參數(shù)；在導(dǎo)航領(lǐng)域，我們需要利用衛(wèi)星來進(jìn)行定位和導(dǎo)航，而精確測(cè)量衛(wèi)星的位置和運(yùn)動(dòng)必須依賴于星系距離的測(cè)量。

現(xiàn)在你知道為什么我們要測(cè)量距離了嗎？

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