怎樣區分不同天體的光線？

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張夢揚提問：

某顆星星發出的光經過了很長時間到達天文望遠鏡，如何測量它究竟用了多長時間？天文望遠鏡同時接收到來自同一方向的兩道光線，一道來自距離我們1億光年的天體，一道來自距離我們10億光年的天體，怎么區分這兩道光線？

怎樣區分不同天體的光線？

答：這是一個非常具有科學敏銳度和專業水平的好問題。在天文觀測中，的確需要經常分辨不同類型的天體。如果兩個天體在天空平面上距離較近，我們要分清它們就需要分辨率足夠高的觀測設備，使得兩者在觀測圖像上呈現為不同的物體，而不是模糊地混疊在一起，然后再通過它們各自的顏色、亮度、幾何形狀、光變特性等參量來分辨是什么類型的天體。位于我們1億光年處的天體的光線和10億光年處的天體的光線的區別僅在于強弱，距離越遠，天體越暗弱，其光譜質量越差，沒有其他更深的東西。測量光線跑了多長時間，其實就是測算天體的距離。這的確是天文學研究的一個重要問題。天文學表述中常用秒差距（pc）作為距離單位（1秒差距約等于3.26光年）。

對較近的星體，通過比較恒星的絕對星等（即在距離該天體32.6光年處觀測到的它的亮度，實際上表示天體自身的總光度）和視星等（在地球上觀測得出的天體的亮度，其中修正了地球大氣和星際塵埃產生的影響）就可以計算出它與地球的距離（具體公式為：5×logD=m-M+5。此處的D是距離，單位是秒差距，m是視星等，M是絕對星等）。

絕對星等無法直接觀測，必須依賴天體物理模型來計算。對一般的主序恒星，可以根據觀測到的恒星光譜，通過比對恒星大氣模型來計算絕對星等。它的基本物理原理是：高溫物體的顏色反映其溫度，顏色越偏藍說明溫度越高。以此為基礎，再結合恒星半徑和大氣輻射轉移等其他參量就可以計算出絕對星等。這種方法在天文學上稱之為“分光視差”。

對某些特殊的天體，特別是造父變星，還可以利用它們的亮度（視星等）隨時間的變化來計算它的絕對星等。造父變星是一類光度發生周期性變化的天體，最典型的天鷹座η（希臘字母yita），最亮時為3.7等，最暗時為4.4等，光變周期為5天左右。造父變星的光變周期與絕對光度之間存在很好的相關性（學名“周光關系”），現已可通過大量觀測準確測定。只要觀測造父變星的光變周期，就可以計算出它的絕對星等，再通過上面的公式計算出與地球的距離。另外一類天琴座RR變星也存在周光關系，但不夠明顯，同時天琴座RR變星的亮度遠小于造父變星，所以測距范圍比造父變星小得多，精確性也較差。除了單顆恒星，另外一類特殊而重要的天體是Ⅰa型超新星。這類超新星是由白矮星吸積伴星物質達到錢德拉塞卡極限后發生劇烈熱核反應爆炸而形成的（見前文《化學元素的起源》——編輯注）。所有Ⅰa型超新星在爆發中的最大光度都比較接近，其少量差異可通過光度隨時間衰減的快慢關系（菲利普斯關系）來修正，所以我們能夠精確測定它的絕對星等，進而計算距離。造父變星和Ⅰa型超新星的絕對星等都可以精確測定，所以在天文學上被稱為“標準燭光”。

對銀河系內的天體，還有一種測距方法被稱為三角視差法?；驹硎牵旱厍蛏嫌^測到的恒星在天空平面上的相對位置會隨著地球的公轉而不斷發生改變，變化量與恒星距離有關。測定該恒星一年中幾個時間的位置，就可以通過三角函數計算出它與地球的距離。歐空局2013年發射的“蓋亞”衛星，將對銀河系數以十億計的恒星進行三角視差和恒星自行運動的高精度測量，繪制出全銀河系的三維結構和運動模式圖。

對遙遠的河外星系，我們很難看見其中的普通恒星，研究對象主要是整個星系或星系核。某些星系中有“標準燭光”，即造父變星或Ⅰa型超新星，恰好可以被用來測量整個星系的距離。幾億光年以內的星系都可以利用目前的望遠鏡直接將其外圍的造父變星篩選出來。但是，隨著距離的增加，星系也會顯得更加暗弱，使測量誤差急劇增加，這時只能依靠星系中的Ⅰa型超新星來測量距離了。由于Ⅰa型超新星具有極高的亮度（為太陽光度的50億倍），可以以它為參照物測定幾億光年外的遙遠星系的距離。這大大推進了人類可觀測宇宙的空間范圍。但超新星爆發是較為罕見和短暫的天文現象，僅在少數星系中才能觀測到。

對于沒有“標準燭光”的遙遠星系，又如何測定距離呢？答案是利用宇宙學紅移。宇宙學紅移是由于宇宙膨脹而產生的多普勒效應。多普勒效應指波源離開接收者遠去時，被接收到的波的頻率會降低（波長變長），反之則會升高（波長變短）。乘火車旅行的人都曾聽到過對行列車發出的變調汽笛聲——尖嘯而來、低吼而去。這就是聲波的多普勒效應。光也是一種波，當光源一邊發光一邊遠去時，觀測者接收到的光波頻率就會降低，波長變長，可見光的顏色會稍稍變紅，即“紅移”。量子力學告訴我們，原子分子發生量子躍遷時，可以產生特定頻率的譜線。將觀測到的星系中的譜線與地球上的同種原子譜線進行頻率比較，就可以精確測定星系紅移的大小。

20世紀20年代，美國天文學家埃德溫·哈勃根據星系的多普勒效應，發現了宇宙學紅移，結果總結為哈勃定律，數學公式表達為D=H0×v，其中D為星系距離，v為星系的退行速度，H0是兩者之間的比例常數，被稱為哈勃常數。之后，天文學界對百億秒差距范圍內的Ⅰa型超新星進行了大樣本觀測，并利用其他一些測距方法，例如Tully-Fisher關系（總光度與最大自轉速度的相關性），更加精確地測定了哈勃常數。

通過對星系紅移的大量后續觀測分析，天文學家得到了驚人的“宇宙大爆炸”學說，認為我們的宇宙由極為致密的狀態開始爆發、膨脹，經歷數百億年的演化后，才逐漸形成了今天所觀測到的形態。

宇宙膨脹導致的“紅移——距離”相關性可以用于估計星系距離。測量主要有兩個步驟：

（1）觀測星系光譜，測量其中較強譜線的紅移，根據多普勒效應計算其退行速度；

（2）將退行速度代入哈勃定律計算距離。

利用哈勃定律可以精確計算10億秒差距（32.6億光年）范圍內的星系距離。需要指出的是，由于宇宙加速膨脹，哈勃常數實際上是隨著紅移變化的，所以在天文學研究中，一般直接用紅移量來描述遙遠天體的距離而不是換算成空間距離單位。

距離小于1000萬秒差距（3260萬光年）的近鄰星系相對退行速度較小，自身運動導致的多普勒效應會明顯干擾宇宙學紅移的測量，所以，造父變星等測距方法會顯得更為有效。

要觀測遠距離（高紅移）的星系或核光譜質量差的星系，最直接的方法是建造更大口徑的望遠鏡，收集更多的光線，從而獲得比較明顯的信號。例如中國正在建設全世界最大的單口徑射電望遠鏡——貴州的500米口徑射電望遠鏡。該望遠鏡的一項重要科學目標就是探測高紅移宇宙的氫原子氣體，測量其空間分布和物理條件。這部分氣體被認為是宇宙物質演化的基本材料，它從很大程度上決定了宇宙中星系的形成演化和空間分布。

除了研發制造新式天文觀測儀器來搜尋暗弱天體，科學家還可以利用現有設備觀測那些雖然遙遠但較為明亮的天體，特別是類星體和活動星系核（其中有超巨型黑洞吸積物質釋放能量）。這些天體涉及高能物理的一系列關鍵問題，同時對研究整個宇宙的演化也具有重要意義。還有一些本來較為暗弱的星系，恰好處于某個前景星系團的背后，星系的光線會因為“引力透鏡”效應而看上去更為明亮。對這些星系也可以使用中小型望遠鏡進行觀測研究，測定其物理性質，增進人類對遙遠的古老宇宙的認識。對高紅移天體的觀測，還與暗物質、暗能量、宇宙時空結構等重大問題緊密相連。這些問題都是自然界最深處的秘密，也是人類科學最前沿、最活躍的探索領域。

專家簡介

任致遠，男，北京大學理學博士，現在中科院國家天文臺“星際介質演化及恒星形成”研究團隊從事科研工作。endprint