如何get到一个“天文数字”?

作者:王铮(中国科学院国家空间科学中心)

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哈勃空间望远镜观测制成的NGC 2683星系图(图片来源:美国航天局NASA)

我们都知道,太阳与地球之间的距离非常遥远(虽然它是距离我们最近的恒星),遥远到什么程度呢?地球的平均直径是12,742.02公里,太阳的直径大约是地球的109倍,而太阳到地球的距离大约是地球直径的1万2千倍。

想象一下,如果我们把地球和太阳放置在一个足球场大小的空间里,并且把太阳看作一张常见的1米宽的书桌的话,那么我们从太阳这边看过去,地球就相当于这个足球场另一端的一个指甲盖。

按照这个比例,八大行星的边缘海王星与太阳的距离大约要30个足球场那么长,同样按照这个比例,离太阳最近的恒星比邻星到我们的距离则大概是走了地球赤道的3 / 4那么远,而我们可以观测到的宇宙的尺度是到比邻星距离的上亿倍。

宇宙浩瀚,天文上动辄就是如此大的数值,难怪会有“天文数字”的说法了。

我们常说到的“光年”就是这样一个货真价实的天文数字,它表示的是光在宇宙真空中沿直线传播一年所经过的距离,光的速度非常快,一秒钟就能行进大约30万公里,并且还是恒定不变的,所以1光年就是9460730472580800米。

这是一个什么概念呢?举例来说,我们常见的民航飞机的速度大约是每小时885公里,也就是说,坐飞机飞行1光年需要大约122万年的时间。

这个距离太大了,我们不可能有这样的尺子去实际量一量,或者开着汽车计算一下轮胎转了多少圈。

那么,我们常听说外太空的星系、星球距离我们多少多少光年,这么“天文数字”的距离是怎么计算出来的呢?

测量宇宙的方法之视差法

1938年,德国天文学家贝塞尔发表了一种测量恒星到地球距离的方法,一直沿用至今。

他用照相的方法先记录恒星相对于其周围恒星的位置,然后6个月之后,再用照相的方法记录该恒星的位置,而此时的地球已经绕着太阳运行到了轨道的另一侧,相当于位置相差了2个日地距离,这个距离虽然在茫茫宇宙中并不大,但在我们所能感知的范畴内却已经是非常远的距离了。

如果用我们的眼睛去看一颗距地球100光年之内的恒星,此时相对于背景更为遥远的恒星,这颗恒星会发生显著的移动,这是因为我们在地球轨道的另一端以稍微不同的角度观察它,没看明白?没关系,下面的示意图表示的就是这种关系,结合着图来看,是不是就理解了?如图中所示,我们把所观测恒星的这种移动称为视差。

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视差法计算恒星到地球的距离

在图中我们近似的画三角形,地球到太阳的距离称为一个天文单位,此时可以计算天体到太阳的距离d,因为这个距离非常非常远,比地球到太阳的距离远得多,近似认为这个距离d大约等于地球到该天体的距离。

当这个三角形的角度p为一个角秒(1°的3600分之一)时,其到地球的距离记为秒差距(英文Parsec,缩写pc),它也是天文学上的一种长度单位。这个单位比光年还大,1 秒差距约等于3.26光年,或约30.86万亿公里。

用上面介绍的这种方法测距离,结合使用地面上的望远镜,我们可以精确地测量50光年以内的恒星到地球的距离,50光年后的精度会迅速下降,而200光年之内,想要对距离做出合理的推测,还需要结合恒星的类型和年龄。

上个世纪的后半叶,这种方法几乎已经到达了极限。尽管人们不断改善望远镜,但空气中始终存在湍流,也就是气流会向不规则的方向乱流,这种情况会扭曲我们看到的星星的光,也就是我们常说的星星会闪,这些湍流使恒星的图像扭曲,不能准确测量微小的位置差别,使得其到地球距离的测量精度受到影响。

在地球上的望远镜会受大气影响,那在天上呢?

很多人一下子就想到了哈勃太空望远镜,其实在哈勃望远镜之前,已经有一颗人造卫星上天,专门用于测量遥远星星的视差,从而计算距离,它就是1988年由欧洲航天局设计和发射的依巴谷卫星(High Precision Parallax Collecting Satellite,高精视差测量卫星),缩写为Hipparcos。

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依巴谷卫星

依巴谷卫星位于近地点507公里、远地点35888公里的狭长椭圆轨道,工作了6年,它专门设计用来测量最亮的10万颗恒星的视差,由于没有大气的干扰,它的精度比地面望远镜高出10-100倍。

它的观测对肉眼可见的每颗恒星到地球的距离进行了大幅更新,距离在40光年以内的恒星距离通常可以精确到1光年,在40-400光年范围的可以精确到10光年,之后精度会迅速下降,在1000光年左右的距离上测量与原先合理的推测相差不大。

1997年,欧洲航天局出版了基于依巴谷卫星探测制成的“依巴谷星表”和“第谷星表”(指的是卫星测量实验的两个阶段,第谷这个名字也是来自丹麦天文学家第谷),并制成“千禧年星图”,包含了全天区上百万颗最暗达到11等的恒星,以及一万余个非恒星天体。

但是,1000光年还是不够远,单是我们所处的银河系,它的直径就超过了10万光年,其中大部分的恒星都无法进行视差测量,更不用说那些更遥远的星系了。

这些无法用视差进行测距的恒星以及星系是上面提到的视差测量的背景,被看做是“不会移动”的,那么,像它们距离地球这么遥远的距离要如何测量呢?

测量宇宙的方法之光谱法

天文学家们想到了另一种估计距离的方法。

首先,他们假定如果恒星有相同的温度和光谱——这可以通过分析星光的谱线强度进行了解——它们本身的亮度应该是相同的,称为本征亮度,对应“绝对星等”,也就是把恒星放在10秒差距(32.6光年)远的时候看到的亮度,这样得到的图是下图所示的 “赫罗图”

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赫罗图:识别恒星的绝对星等

星等是古代人就开始使用的描述星星亮度的标准,星等数越小,说明星越亮,1等星的亮度是6等星的100倍(更亮的为 0等以至负的星等),而肉眼能够看到的最暗的星设定是 6 等星(6m 星)。

根据光学知识,同样的本征亮度,可视亮度和距离的平方成反比。

那么,因为我们计算过1000光年内的恒星的距离,可以推测可视亮度和距离的公式,所以一颗与它有相同绝对星等(也就是真实的亮度)、但是看上去较暗的恒星,应该离我们更远,并且可以通过测量其亮度来计算距离。

科学家们为恒星亮度与距离制作了对照表,只要用望远镜的测光表测量它的亮度,再根据它的本征亮度,就能在表中对应得到距离,这种测量经常用到直径5米以上的望远镜,而当距离大于10万秒差距(32.6万光年)的时候,星星的光线实在太弱了,就很难得到光谱了。

还要测到更远?

既然远处的恒星不够亮,那怎么测量它们跟地球之间的距离呢?科学家们想到了借助其所在星系更亮的恒星的办法。

科学家们借助了对一种称为“造父变星”的星球的观测。“变星”的意思是这颗恒星的亮度与电磁辐射不稳定,经常变化并且伴随着其他物理变化。

而“造父变星”的本征亮度和光度的规律性波动有关,比如本征亮度较高的造父变星的变化周期更长,研究这些变化规律就能知道它的本征亮度,然后套用上边的方法推测其距离,如果一个星座的某颗星是造父变星,就知道这个星系的距离了。

造父变星通常比太阳亮1000倍,距离很远也能看到,通常可以用来计算1500万秒差距(约5000万光年)的距离。哈勃空间望远镜曾经探测并校准过1亿光年以外星系中的造父变星,这就相当于对相同距离上的几百个星系进行了较为精确的距离测量。如果借助超新星爆炸,则可以扩展到2亿秒差距(接近6.5亿光年)的距离。

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造父变星: 星系ic 4182,亮度具有周期变化

可是,宇宙中还有更加遥远的地方,要怎么测量呢?

我们知道的哈勃天文望远镜命名来自于美国天文学家哈勃,而哈勃的一大贡献就是用宇宙膨胀的理论解释观测到宇宙中绝大多数星系的光谱线存在的红移现象,红移指的就是星星的星光的谱线波长变长,而且离得越远红移越厉害。

现在理论认为,整个宇宙在膨胀当中,离我们距离越远、远离我们而去的速度越快,而哈勃定律给出了红移与距离的关系公式,通过这种方式,我们能计算更加遥远的距离。

现在我们计算的距离达到了数百亿光年,例如科学家观测到最遥远的星系距离我们315亿光年。

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1.3亿光年外的星系碰撞(X射线测量,美国航天局NASA)

至于那些遥远的可能会有生命存在的行星,由于它们本身不发光,非常难以观测到,而我们了解到它们的存在,往往是因为它们在围绕恒星运行时,会遮挡其光线成为小的“黑点”。

所以,只要计算了它们围绕旋转的恒星到地球的距离,它们有多远自然就知道了。

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在我们测量不到的远方是不是真的有和我们一样的生命存在呢?

 

国家空间科学中心

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(本文首发于科学大院,中科院国家空间科学中心供稿,转载请注明出处并保留下方二维码)二维码