怎样区分不同天体的光线？

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张梦扬提问：

某颗星星发出的光经过了很长时间到达天文望远镜，如何测量它究竟用了多长时间？天文望远镜同时接收到来自同一方向的两道光线，一道来自距离我们1亿光年的天体，一道来自距离我们10亿光年的天体，怎么区分这两道光线？

怎样区分不同天体的光线？

答：这是一个非常具有科学敏锐度和专业水平的好问题。在天文观测中，的确需要经常分辨不同类型的天体。如果两个天体在天空平面上距离较近，我们要分清它们就需要分辨率足够高的观测设备，使得两者在观测图像上呈现为不同的物体，而不是模糊地混叠在一起，然后再通过它们各自的颜色、亮度、几何形状、光变特性等参量来分辨是什么类型的天体。位于我们1亿光年处的天体的光线和10亿光年处的天体的光线的区别仅在于强弱，距离越远，天体越暗弱，其光谱质量越差，没有其他更深的东西。测量光线跑了多长时间，其实就是测算天体的距离。这的确是天文学研究的一个重要问题。天文学表述中常用秒差距（pc）作为距离单位（1秒差距约等于3.26光年）。

对较近的星体，通过比较恒星的绝对星等（即在距离该天体32.6光年处观测到的它的亮度，实际上表示天体自身的总光度）和视星等（在地球上观测得出的天体的亮度，其中修正了地球大气和星际尘埃产生的影响）就可以计算出它与地球的距离（具体公式为：5×logD=m-M+5。此处的D是距离，单位是秒差距，m是视星等，M是绝对星等）。

绝对星等无法直接观测，必须依赖天体物理模型来计算。对一般的主序恒星，可以根据观测到的恒星光谱，通过比对恒星大气模型来计算绝对星等。它的基本物理原理是：高温物体的颜色反映其温度，颜色越偏蓝说明温度越高。以此为基础，再结合恒星半径和大气辐射转移等其他参量就可以计算出绝对星等。这种方法在天文学上称之为“分光视差”。

对某些特殊的天体，特别是造父变星，还可以利用它们的亮度（视星等）随时间的变化来计算它的绝对星等。造父变星是一类光度发生周期性变化的天体，最典型的天鹰座η（希腊字母yita），最亮时为3.7等，最暗时为4.4等，光变周期为5天左右。造父变星的光变周期与绝对光度之间存在很好的相关性（学名“周光关系”），现已可通过大量观测准确测定。只要观测造父变星的光变周期，就可以计算出它的绝对星等，再通过上面的公式计算出与地球的距离。另外一类天琴座RR变星也存在周光关系，但不够明显，同时天琴座RR变星的亮度远小于造父变星，所以测距范围比造父变星小得多，精确性也较差。除了单颗恒星，另外一类特殊而重要的天体是Ⅰa型超新星。这类超新星是由白矮星吸积伴星物质达到钱德拉塞卡极限后发生剧烈热核反应爆炸而形成的（见前文《化学元素的起源》——编辑注）。所有Ⅰa型超新星在爆发中的最大光度都比较接近，其少量差异可通过光度随时间衰减的快慢关系（菲利普斯关系）来修正，所以我们能够精确测定它的绝对星等，进而计算距离。造父变星和Ⅰa型超新星的绝对星等都可以精确测定，所以在天文学上被称为“标准烛光”。

对银河系内的天体，还有一种测距方法被称为三角视差法。基本原理是：地球上观测到的恒星在天空平面上的相对位置会随着地球的公转而不断发生改变，变化量与恒星距离有关。测定该恒星一年中几个时间的位置，就可以通过三角函数计算出它与地球的距离。欧空局2013年发射的“盖亚”卫星，将对银河系数以十亿计的恒星进行三角视差和恒星自行运动的高精度测量，绘制出全银河系的三维结构和运动模式图。

对遥远的河外星系，我们很难看见其中的普通恒星，研究对象主要是整个星系或星系核。某些星系中有“标准烛光”，即造父变星或Ⅰa型超新星，恰好可以被用来测量整个星系的距离。几亿光年以内的星系都可以利用目前的望远镜直接将其外围的造父变星筛选出来。但是，随着距离的增加，星系也会显得更加暗弱，使测量误差急剧增加，这时只能依靠星系中的Ⅰa型超新星来测量距离了。由于Ⅰa型超新星具有极高的亮度（为太阳光度的50亿倍），可以以它为参照物测定几亿光年外的遥远星系的距离。这大大推进了人类可观测宇宙的空间范围。但超新星爆发是较为罕见和短暂的天文现象，仅在少数星系中才能观测到。

对于没有“标准烛光”的遥远星系，又如何测定距离呢？答案是利用宇宙学红移。宇宙学红移是由于宇宙膨胀而产生的多普勒效应。多普勒效应指波源离开接收者远去时，被接收到的波的频率会降低（波长变长），反之则会升高（波长变短）。乘火车旅行的人都曾听到过对行列车发出的变调汽笛声——尖啸而来、低吼而去。这就是声波的多普勒效应。光也是一种波，当光源一边发光一边远去时，观测者接收到的光波频率就会降低，波长变长，可见光的颜色会稍稍变红，即“红移”。量子力学告诉我们，原子分子发生量子跃迁时，可以产生特定频率的谱线。将观测到的星系中的谱线与地球上的同种原子谱线进行频率比较，就可以精确测定星系红移的大小。

20世纪20年代，美国天文学家埃德温·哈勃根据星系的多普勒效应，发现了宇宙学红移，结果总结为哈勃定律，数学公式表达为D=H0×v，其中D为星系距离，v为星系的退行速度，H0是两者之间的比例常数，被称为哈勃常数。之后，天文学界对百亿秒差距范围内的Ⅰa型超新星进行了大样本观测，并利用其他一些测距方法，例如Tully-Fisher关系（总光度与最大自转速度的相关性），更加精确地测定了哈勃常数。

通过对星系红移的大量后续观测分析，天文学家得到了惊人的“宇宙大爆炸”学说，认为我们的宇宙由极为致密的状态开始爆发、膨胀，经历数百亿年的演化后，才逐渐形成了今天所观测到的形态。

宇宙膨胀导致的“红移——距离”相关性可以用于估计星系距离。测量主要有两个步骤：

（1）观测星系光谱，测量其中较强谱线的红移，根据多普勒效应计算其退行速度；

（2）将退行速度代入哈勃定律计算距离。

利用哈勃定律可以精确计算10亿秒差距（32.6亿光年）范围内的星系距离。需要指出的是，由于宇宙加速膨胀，哈勃常数实际上是随着红移变化的，所以在天文学研究中，一般直接用红移量来描述遥远天体的距离而不是换算成空间距离单位。

距离小于1000万秒差距（3260万光年）的近邻星系相对退行速度较小，自身运动导致的多普勒效应会明显干扰宇宙学红移的测量，所以，造父变星等测距方法会显得更为有效。

要观测远距离（高红移）的星系或核光谱质量差的星系，最直接的方法是建造更大口径的望远镜，收集更多的光线，从而获得比较明显的信号。例如中国正在建设全世界最大的单口径射电望远镜——贵州的500米口径射电望远镜。该望远镜的一项重要科学目标就是探测高红移宇宙的氢原子气体，测量其空间分布和物理条件。这部分气体被认为是宇宙物质演化的基本材料，它从很大程度上决定了宇宙中星系的形成演化和空间分布。

除了研发制造新式天文观测仪器来搜寻暗弱天体，科学家还可以利用现有设备观测那些虽然遥远但较为明亮的天体，特别是类星体和活动星系核（其中有超巨型黑洞吸积物质释放能量）。这些天体涉及高能物理的一系列关键问题，同时对研究整个宇宙的演化也具有重要意义。还有一些本来较为暗弱的星系，恰好处于某个前景星系团的背后，星系的光线会因为“引力透镜”效应而看上去更为明亮。对这些星系也可以使用中小型望远镜进行观测研究，测定其物理性质，增进人类对遥远的古老宇宙的认识。对高红移天体的观测，还与暗物质、暗能量、宇宙时空结构等重大问题紧密相连。这些问题都是自然界最深处的秘密，也是人类科学最前沿、最活跃的探索领域。

专家简介

任致远，男，北京大学理学博士，现在中科院国家天文台“星际介质演化及恒星形成”研究团队从事科研工作。endprint