宇宙的距离阶梯：我们是如何测量浩瀚宇宙的大小

　　宇宙距离阶梯二：三角视差法

　　这种方法其实我们平常也都一直在使用，只是我们完全都没有意识到。人类和许多动物一样，能够本能地判断自身与远方物体之间的距离，这首先要归功于我们长着两只眼睛。

　　如果你把一个物体放在眼前，然后张开一只眼睛闭上另一只眼睛，然后换一边眼睛再重复，你会发现好像你放在眼前的物体稍稍移动了位置。这就是视差。类似这样两次观测之间存在的差异性能够被用于计算所观测物体的距离。

　　我们的大脑会根据来自两只眼睛所提供的观测信号自动进行距离判断，而天文学家对距离较近的恒星进行测距，所采用的方法与此并无二致，唯一的不同可能就在于他们使用的感受器不同，不是眼睛，而是望远镜。

　　请想象有两只眼睛在太空中自由漂浮，且它们的位置分别位于太阳的两侧——其实这也正是我们正在做的事情——由于地球的公转运动，我们每一年都会有半年的时间 在太阳的一侧，另外半年在太阳的另一侧。如此，当我们在冬天和夏天观察恒星时，就能够利用它们相对于遥远宇宙背景上的位置变化来测算其距离。

　　卡西表示：“我们在一年中的某个时间测定一颗恒星在天空中的位置，比如说在1月份进行这样的测定。然后我们就要再等上6个月的时间，随后在7月份对同一颗恒星进行同样的测定，此时我们正处于地球轨道上太阳的另一侧。”

　　然而，这一方法也有其自身的局限性，那就是当恒星的距离太过遥远——大约100光年以外，此时这些恒星所显示出的视差值就太小了，无法进行有意义的计算。但即便在这样的距离上，我们也仍然远未接近我们银河系的边缘。

　　此时，我们需要一种被称作“主序拟合”。其有赖于我们对不同大小的恒星（即所谓“主序星”）随时间演化过程的认识。

　　宇宙距离阶梯三：主序拟合法

　　有一件事是肯定的，那就是随着时间推移，这些恒星的颜色会逐渐变得更红。通过对这些恒星颜色和亮度的精确测定，并将这些恒星与那些距离较近，因而已经运用视 差方法测定过距离的主序星进行对比，通过这种方法，我们将能够大大延伸我们的宇宙测量标尺，从而得以估算遥远的多的恒星的距离。

　　这一方法背后的基本前提是：我们认为那些质量相似，年龄相仿的恒星，如果它们的距离相同，那么它们的亮度也应该是一样的。但事实是，这些恒星看上去都是不一样亮的，这也就意味着它们的距离远近不同。

　　当被用于此类分析时，主序星常常被视作一种“宇宙标准烛光”——只要测定它们的星等（亮度）我们就能推算它们的距离。这样的标准烛光遍布整个空间，以一种可预测的方式照亮着宇宙。但主序星还并非故事的全部。

　　类似这种对于恒星亮度与距离之间关系的认识，在对更加遥远的天体进行距离测定时仍然显得十分关键——比如那些位于其他星系内部的恒星。然而在这样的距离上， 主序拟合测距方法已经开始显得力不从心，因为这些天体往往都在数百万光年之外甚至更远，对它们进行精确的测距变得愈发困难重重。

　　宇宙距离阶梯四：造父变星和宇宙标准烛光

　　但在1908年，美国哈佛大学的一名女性科学家亨丽爱塔·勒维特（Henrietta Swan Leavitt）取得了一项极其重要的发现，这项发现将帮助天文学家们对极其遥远的天体进行测距。勒维特意识到，宇宙中存在着一类特殊的恒星，叫做“造父变星”（Cepheid variable）。

　　卡西指出：“勒维特发现，这类特殊恒星的亮度会随着时间推移而发生变化，并且其亮度变化周期与其真实亮度之间存在直接关联。”

　　概括的说，就是造父变星的光变周期与其光度之间存在关联，且其光变周期越长，光度越大。换句话说，相比那些较为暗弱的造父变星，那些明亮的造父变星“脉动” 的周期更长（一般光变周期可以长达数天）。因为天文学家们可以相对容易地测定光变周期，这样他们也就能够得到这颗恒星的真实亮度数据。于是，反过来，只要 观察一颗造父变星的亮度，我们就能够计算出它们的实际距离。

　　从本质上说，造父变星法与主序拟合方法是类似的，在这两种方法中，亮度都居于核心地位。但问题的关键就在于我们又找到了测量遥远天体距离的一种新的手段。而我们所拥有的“量天尺”种类越多，我们也就越能够理解宇宙的真实尺度。

　　对于沙普利而言，正是造父变星的发现才最终说服了他，让他确信银河系如此巨大的尺度。

　　在上世纪20年代，美国天文学家埃德温·哈勃在临近的仙女座大星系中辨认出了造父变星，他据此计算认为仙女座大星系距离我们大约仅有100万光年左右。

　　今天，我们对仙女座大星系距离的最佳估算值大约是254万光年左右。但这样的误差丝毫无损于哈勃的名声。事实上，直到现在我们仍在不断努力修正我们对于仙女座大星系精确距离的测量数值。上面提到的254万光年实际上也只是最新几个不同测量数据的平均值而已。

　　这只是其中的一个案例，表明宇宙中天体距离的测定，即便是在今天，仍然是多么令人感到棘手。我们可以做一些相对靠谱的估算，但要想精确计算宇宙中星系之间的距离其实是一件极其困难的事情。宇宙实在太大了，它并不会止步于此。

　　哈勃同时也对一类白矮星爆发——即所谓Ia型超新星的亮度进行了测定。这些天体的亮度极高，能够在极其遥远的距离上被观测到，尺度可以延伸数十亿光年之遥。

　　由于这类特殊超新星爆发的亮度已经能够从理论上进行计算，天体物理学家们断定所有的Ia型超新星的亮度都是基本相同的。这样一来，就像造父变星一样，我们只要观察它们的亮度便可以直接得到它们的距离数值了。也因为以上的原因，Ia型超新星和造父变星两者都被天文学家们亲切地称作宇宙中的“标准烛光”。

　　但在宇宙中，还有一种非常特殊的工具，能够帮助我们对极端遥远的天体进行测距，这种工具就是红移。

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