陳維石

摘要：本文介紹了巨大長(zhǎng)度量天體距離測(cè)量的基本方法，距離為1千光年以內(nèi)的天體主要用三角視差法來(lái)測(cè)量；距離為1千—30萬(wàn)光年左右的天體主要用分光視差法來(lái)測(cè)量；距離為30萬(wàn)—1700萬(wàn)光年的天體主要介紹了造父變星視差法；距離為100萬(wàn)光年至100多億光年以遠(yuǎn)的天體主要介紹了哈勃紅移法。

關(guān)鍵詞：距離測(cè)量；視差法；金星凌日；哈勃紅移

中圖分類號(hào)：G642.4？搖 文獻(xiàn)標(biāo)志碼：A 文章編號(hào)：1674-9324（2014）14-0173-02

在天文學(xué)中，天體距離的測(cè)量是一個(gè)重要問(wèn)題，了解宇宙天體到我們地球的距離是認(rèn)識(shí)天體其他性質(zhì)的基本前提。天體距離的測(cè)量是一個(gè)復(fù)雜而艱巨過(guò)程，它依賴于大量的物理學(xué)理論的支持。

一、地球到月球距離的測(cè)量

1.視差法。月球是距離我們最近的天體，天文學(xué)家們想了很多辦法測(cè)量它的遠(yuǎn)近，但都沒(méi)有得到滿意的結(jié)果。科學(xué)的測(cè)量直到18世紀(jì)才由法國(guó)天文學(xué)家拉卡伊和他的學(xué)生拉朗德用三角視差法得以實(shí)現(xiàn)。他們的結(jié)果是月球與地球之間的平均距離大約為地球半徑的60倍，這與現(xiàn)代測(cè)定的數(shù)值很接近。

圖1中A、B為已知距離的兩點(diǎn)，O為被測(cè)量點(diǎn)，∠AOB為A、B對(duì)O點(diǎn)的視差角。顯然，測(cè)量出∠AOB即可計(jì)算出OC的距離。這就是三角視差法測(cè)距離的原理，AB為測(cè)量基線。測(cè)量地球到月球距離時(shí)，∠AOB很小，此時(shí)基線AB是數(shù)值越大誤差越小，測(cè)量時(shí)取海洋上同緯度不同經(jīng)度A、B兩點(diǎn)，測(cè)量出A、B兩點(diǎn)對(duì)月球的視差角，即可計(jì)算出月地距離。如圖2中，∠AOB稱為赤道地平視差，這時(shí)A、B兩點(diǎn)在地球上距離最大，測(cè)量誤差最小。

2.激光、雷達(dá)測(cè)距。雷達(dá)技術(shù)誕生后，人們又用雷達(dá)測(cè)定月球距離。激光技術(shù)問(wèn)世后，人們利用激光的方向性好，光束集中，單色性強(qiáng)等特點(diǎn)來(lái)測(cè)量月球的距離。測(cè)量精度可以達(dá)到厘米量級(jí)。現(xiàn)代測(cè)定地球到月球的平均距離為384401千米。

二、地球到太陽(yáng)距離的測(cè)量

1.間接視差法。太陽(yáng)視差就是指地球半徑對(duì)太陽(yáng)的張角，簡(jiǎn)單地說(shuō)就是在地球的兩端同時(shí)觀測(cè)太陽(yáng)，角度差的一半?，F(xiàn)代測(cè)量出來(lái)的太陽(yáng)視差是8.80角秒。然后代入地球半徑用三角函數(shù)就能算出地球到太陽(yáng)距離。用視差法測(cè)得日地平均距離約為1.5億千米。開普勒第三定律：行星的公轉(zhuǎn)周期的平方等于平均軌道半徑的立方式T2=a3中a的單位為日地距離即“天文單位”，T的單位為地球公轉(zhuǎn)周期“年”。若一個(gè)行星的公轉(zhuǎn)周期被測(cè)出，就可以算出它距離太陽(yáng)幾個(gè)天文單位。由此可見(jiàn)，天文單位是度量太陽(yáng)系大小的尺子。因此測(cè)定地球到太陽(yáng)的距離是極為重要的。從上世紀(jì)五六十年代開始，人們開始使用大型合成孔徑雷達(dá)觀測(cè)行星，直接通過(guò)雷達(dá)可以精確測(cè)量金星到地球的距離。這時(shí)就可以精確測(cè)量出金星的軌道參數(shù)，進(jìn)而計(jì)算出太陽(yáng)到地球的距離為1.4959億千米。

2.金星凌日法。金星凌日：太陽(yáng)、金星、地球處于同一條直線上，在地球特定緯度的人們能看到金星的黑影劃過(guò)太陽(yáng)表面。在地球上看金星凌日開始時(shí)刻各地是不同的。這是由于金星公轉(zhuǎn)使陰影劃過(guò)地球表面與地球自轉(zhuǎn)共同作用所致。那么在兩個(gè)相距較遠(yuǎn)的地方，當(dāng)然是越遠(yuǎn)越好，測(cè)定金星凌日開始時(shí)刻（或結(jié)束時(shí)刻），就會(huì)得到一個(gè)時(shí)間差。而金星繞日公轉(zhuǎn)周期人們是早就掌握的。這樣就可以很容易算出這段時(shí)間里，以太陽(yáng)為圓心金星走過(guò)的角度。以前面所說(shuō)地球上的兩處設(shè)為A點(diǎn)和B點(diǎn)，太陽(yáng)為O。那么三角形OAB中，AB長(zhǎng)度已知，∠AOB知道了當(dāng)然很容易求出三角形的高。這個(gè)高就是地日距離了。當(dāng)然算起來(lái)還得算上這段時(shí)間里地球自轉(zhuǎn)的距離。

2004年6月8日出現(xiàn)了百年難遇的金星凌日，北京天文臺(tái)進(jìn)行了測(cè)量。北京和喀什位于相同緯度，處在金星陰影內(nèi)，但經(jīng)度不同，所以兩地見(jiàn)凌日有3分21.60秒的時(shí)間差。北京到喀什距離3307.20千米。金星公轉(zhuǎn)周期為225天，綜合地球自轉(zhuǎn)因數(shù)等影響求得日地間距離約為149，600，000千米。

三、恒星距離的測(cè)量

1.三角視差法。文學(xué)家把需要測(cè)量的天體按遠(yuǎn)近不同分成好幾個(gè)等級(jí)。離我們比較近的天體，它們離我們最遠(yuǎn)不超300光年，天文學(xué)家用三角視差法測(cè)量它們的距離。稍遠(yuǎn)一點(diǎn)的天體我們無(wú)法用三角視差法測(cè)量它和地球之間的距離，因?yàn)樵诘厍蛏显僖膊荒芫_地測(cè)定它們的視差了。周年視差：如何提高基線AB的長(zhǎng)度，進(jìn)而提高視差法測(cè)量的精度，人們想到了地球環(huán)繞太陽(yáng)公轉(zhuǎn)的軌道。假定地球公轉(zhuǎn)軌道是圓形的，而地球公轉(zhuǎn)一周的時(shí)間是一年，那么，在每相隔6個(gè)月的時(shí)間間隔中，地球?qū)⑾群笪挥谙喈?dāng)于圓形軌道的一條直徑的兩個(gè)端點(diǎn)上。而這兩個(gè)端點(diǎn)的距離恰恰等于地球到太陽(yáng)距離的2倍，即約3億千米！對(duì)于三角視差法說(shuō)來(lái)，這是在地球環(huán)境中可以得到的最大AB值了。于是，人們就開始使用這種相隔6個(gè)月先后兩次觀測(cè)同一顆恒星的方法，所測(cè)得的角α值就叫做這顆恒星的“周年視差”。

用周年視差法測(cè)定恒星距離，有一定的局限性，因?yàn)楹阈请x我們愈遠(yuǎn)，視差就愈小，實(shí)際觀測(cè)中很難測(cè)準(zhǔn)。三角視差是一切天體距離測(cè)量的基礎(chǔ)，至今用這種方法測(cè)量了約10，000多顆恒星。天文學(xué)上的距離單位除常見(jiàn)的天文單位（AU）、光年（ly）外，還有秒差距（pc），天體的周年視差為1角秒時(shí)，它距離我們?yōu)?秒差距。三種距離單位的關(guān)系是：1秒差距（pc）=3.26光年=206265天文單位（AU）=3.09×1013千米。由于大部分恒星的距離實(shí)在太遠(yuǎn)，視差都非常小。加上地面觀測(cè)，大氣影響，早期的測(cè)量誤差很大。到20世紀(jì)初只測(cè)量了60顆恒星的視差，1989年發(fā)射的伊巴谷衛(wèi)星以0.002角秒的分辨率精度測(cè)量了多于100，000顆恒星的位置。但是，即使這樣的精度也只能將視差測(cè)量范圍伸展到幾百秒差距，直接視差法的測(cè)量范圍是300秒差距以內(nèi)（約1000光年）。這已經(jīng)是直接測(cè)量天體距離的極限了，所有超出這一視差極限的其他測(cè)量都有賴于間接方法和一系列推理，從此引發(fā)了有關(guān)宇宙距離尺度精度的意義深遠(yuǎn)的爭(zhēng)論。endprint

2.分光視差法。該方法的核心是根據(jù)恒星的顏色測(cè)量譜線強(qiáng)度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對(duì)星等），由觀測(cè)得到的視星等就可以得到距離。m-M=-5+5logR此公式中，M表示絕對(duì)星等；m表示視星等；R表示距離，以秒差距為單位，1秒差距=3.26光年。恒星的絕對(duì)星等能由恒星的譜線強(qiáng)度測(cè)得，而視星等又可直接測(cè)得，這樣，就可以測(cè)得恒星的距離。這種方法可以測(cè)得100秒差距以遠(yuǎn)的天體，但是拍攝這種恒星的光譜要用5米以上口徑的望遠(yuǎn)鏡，當(dāng)距離超過(guò)100千秒差距時(shí)，就很難拍攝到光譜了，所以分光視差法的測(cè)量范圍是100—100000秒差距左右（300—300000光年）。

3.造父變星視差法。大質(zhì)量的恒星當(dāng)演化到晚期時(shí)會(huì)呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動(dòng)現(xiàn)象，形成脈動(dòng)變星。在這些脈動(dòng)變星中，有一類脈動(dòng)周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國(guó)古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父，它是一顆亮度會(huì)發(fā)生變化的“變星”。變星的光變?cè)蚝芏?。造父屬于脈動(dòng)變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時(shí)就顯得亮些，體積縮小時(shí)就顯得暗些。造父的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時(shí)46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。1912年美國(guó)一位女天文學(xué)家勒維特研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時(shí)發(fā)現(xiàn)：光變周期越長(zhǎng)的恒星，其光度就越大。這就是對(duì)后來(lái)測(cè)定恒星距離很有用的“周光關(guān)系”。造父變星可以分為兩種：①經(jīng)典造父變星，屬于第一星族，是比較年輕的恒星，多為黃色的巨星或超巨星，常見(jiàn)于星系的旋臂中，質(zhì)量為太陽(yáng)的幾倍到幾十倍，光度很大，是太陽(yáng)的103到104倍。經(jīng)典造父變星在可見(jiàn)光波段光變幅度為0.1到2個(gè)星等，最亮?xí)r光譜型一般為F型，最暗時(shí)為G型或K型，光變周期從1.5天到50天不等。經(jīng)典造父變星的周光關(guān)系比較明顯，其絕對(duì)星等M與光變周期P的關(guān)系為：M=-1.8-1.741logP。②短周期造父變星，又稱室女座W型變星，屬于第二星族，是年老的恒星，銀河系中的室女座W型變星多分布于銀核、銀暈以及球狀星團(tuán)中。光變周期短于一天，其絕對(duì)星等M與光變周期P的關(guān)系為：M=-0.35-1.75logP。知道了絕對(duì)星等，就可以利用絕對(duì)星等和視星等的關(guān)系得出距離了：M=m+5-5logR。公式中，M表示絕對(duì)星等；m表示視星等；P表示光變周期，以天為單位；R表示距離，以秒差距為單位，1秒差距=3.26光年。目前在銀河系內(nèi)共發(fā)現(xiàn)了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個(gè)量天尺測(cè)量的，造父變星因此而獲得了“量天尺”的美稱。我們整個(gè)銀河系的大小是根據(jù)造父變星的觀測(cè)確定的。銀河系是一個(gè)扁平狀的盤，中央厚約4，000秒差距（邊緣薄得多），直徑30，000秒差距，太陽(yáng)在離中心約9，000秒差距的銀河系邊遠(yuǎn)地區(qū)。整個(gè)盤鑲嵌在球狀星團(tuán)構(gòu)成的直徑約15萬(wàn)秒差距的巨大的球形暈中。造父變星視差法的測(cè)量范圍是500萬(wàn)秒差距（1700萬(wàn)光年）以內(nèi)，大于這個(gè)距離的就很難觀測(cè)到了。

4.哈勃紅移法。20世紀(jì)初，光譜研究發(fā)現(xiàn)幾乎所有的星系都有紅移現(xiàn)象。所謂紅移是指觀測(cè)到的譜線的波長(zhǎng)比相應(yīng)的實(shí)驗(yàn)室測(cè)知的譜線的波長(zhǎng)要長(zhǎng)，而在光譜中紅光的波長(zhǎng)較長(zhǎng)，因而把譜線向波長(zhǎng)較長(zhǎng)的方向的移動(dòng)叫做光譜的紅移。1929年哈勃用2.5米大型望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到更多的河外星系，又發(fā)現(xiàn)星系距我們?cè)竭h(yuǎn)，其譜線紅移量越大。譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學(xué)說(shuō)。哈勃指出天體紅移與距離有關(guān)即Z=H×d/c。這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數(shù)，其值為50～80（千米/秒·兆秒差距）。根據(jù)這個(gè)定律，只要測(cè)出河外星系譜線的紅移量，便可算出星系的距離。用譜線紅移法可以測(cè)定遠(yuǎn)達(dá)百億光年計(jì)的恒星距離。

哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點(diǎn)的觀測(cè)者都會(huì)看到完全一樣的膨脹，從任何一個(gè)星系來(lái)看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠(yuǎn)的星系間彼此散開的速度越大。endprint

2.分光視差法。該方法的核心是根據(jù)恒星的顏色測(cè)量譜線強(qiáng)度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對(duì)星等），由觀測(cè)得到的視星等就可以得到距離。m-M=-5+5logR此公式中，M表示絕對(duì)星等；m表示視星等；R表示距離，以秒差距為單位，1秒差距=3.26光年。恒星的絕對(duì)星等能由恒星的譜線強(qiáng)度測(cè)得，而視星等又可直接測(cè)得，這樣，就可以測(cè)得恒星的距離。這種方法可以測(cè)得100秒差距以遠(yuǎn)的天體，但是拍攝這種恒星的光譜要用5米以上口徑的望遠(yuǎn)鏡，當(dāng)距離超過(guò)100千秒差距時(shí)，就很難拍攝到光譜了，所以分光視差法的測(cè)量范圍是100—100000秒差距左右（300—300000光年）。

3.造父變星視差法。大質(zhì)量的恒星當(dāng)演化到晚期時(shí)會(huì)呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動(dòng)現(xiàn)象，形成脈動(dòng)變星。在這些脈動(dòng)變星中，有一類脈動(dòng)周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國(guó)古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父，它是一顆亮度會(huì)發(fā)生變化的“變星”。變星的光變?cè)蚝芏?。造父屬于脈動(dòng)變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時(shí)就顯得亮些，體積縮小時(shí)就顯得暗些。造父的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時(shí)46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。1912年美國(guó)一位女天文學(xué)家勒維特研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時(shí)發(fā)現(xiàn)：光變周期越長(zhǎng)的恒星，其光度就越大。這就是對(duì)后來(lái)測(cè)定恒星距離很有用的“周光關(guān)系”。造父變星可以分為兩種：①經(jīng)典造父變星，屬于第一星族，是比較年輕的恒星，多為黃色的巨星或超巨星，常見(jiàn)于星系的旋臂中，質(zhì)量為太陽(yáng)的幾倍到幾十倍，光度很大，是太陽(yáng)的103到104倍。經(jīng)典造父變星在可見(jiàn)光波段光變幅度為0.1到2個(gè)星等，最亮?xí)r光譜型一般為F型，最暗時(shí)為G型或K型，光變周期從1.5天到50天不等。經(jīng)典造父變星的周光關(guān)系比較明顯，其絕對(duì)星等M與光變周期P的關(guān)系為：M=-1.8-1.741logP。②短周期造父變星，又稱室女座W型變星，屬于第二星族，是年老的恒星，銀河系中的室女座W型變星多分布于銀核、銀暈以及球狀星團(tuán)中。光變周期短于一天，其絕對(duì)星等M與光變周期P的關(guān)系為：M=-0.35-1.75logP。知道了絕對(duì)星等，就可以利用絕對(duì)星等和視星等的關(guān)系得出距離了：M=m+5-5logR。公式中，M表示絕對(duì)星等；m表示視星等；P表示光變周期，以天為單位；R表示距離，以秒差距為單位，1秒差距=3.26光年。目前在銀河系內(nèi)共發(fā)現(xiàn)了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個(gè)量天尺測(cè)量的，造父變星因此而獲得了“量天尺”的美稱。我們整個(gè)銀河系的大小是根據(jù)造父變星的觀測(cè)確定的。銀河系是一個(gè)扁平狀的盤，中央厚約4，000秒差距（邊緣薄得多），直徑30，000秒差距，太陽(yáng)在離中心約9，000秒差距的銀河系邊遠(yuǎn)地區(qū)。整個(gè)盤鑲嵌在球狀星團(tuán)構(gòu)成的直徑約15萬(wàn)秒差距的巨大的球形暈中。造父變星視差法的測(cè)量范圍是500萬(wàn)秒差距（1700萬(wàn)光年）以內(nèi)，大于這個(gè)距離的就很難觀測(cè)到了。

4.哈勃紅移法。20世紀(jì)初，光譜研究發(fā)現(xiàn)幾乎所有的星系都有紅移現(xiàn)象。所謂紅移是指觀測(cè)到的譜線的波長(zhǎng)比相應(yīng)的實(shí)驗(yàn)室測(cè)知的譜線的波長(zhǎng)要長(zhǎng)，而在光譜中紅光的波長(zhǎng)較長(zhǎng)，因而把譜線向波長(zhǎng)較長(zhǎng)的方向的移動(dòng)叫做光譜的紅移。1929年哈勃用2.5米大型望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到更多的河外星系，又發(fā)現(xiàn)星系距我們?cè)竭h(yuǎn)，其譜線紅移量越大。譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學(xué)說(shuō)。哈勃指出天體紅移與距離有關(guān)即Z=H×d/c。這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數(shù)，其值為50～80（千米/秒·兆秒差距）。根據(jù)這個(gè)定律，只要測(cè)出河外星系譜線的紅移量，便可算出星系的距離。用譜線紅移法可以測(cè)定遠(yuǎn)達(dá)百億光年計(jì)的恒星距離。

哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點(diǎn)的觀測(cè)者都會(huì)看到完全一樣的膨脹，從任何一個(gè)星系來(lái)看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠(yuǎn)的星系間彼此散開的速度越大。endprint

2.分光視差法。該方法的核心是根據(jù)恒星的顏色測(cè)量譜線強(qiáng)度去確定恒星的光度，知道了光度（絕對(duì)星等），由觀測(cè)得到的視星等就可以得到距離。m-M=-5+5logR此公式中，M表示絕對(duì)星等；m表示視星等；R表示距離，以秒差距為單位，1秒差距=3.26光年。恒星的絕對(duì)星等能由恒星的譜線強(qiáng)度測(cè)得，而視星等又可直接測(cè)得，這樣，就可以測(cè)得恒星的距離。這種方法可以測(cè)得100秒差距以遠(yuǎn)的天體，但是拍攝這種恒星的光譜要用5米以上口徑的望遠(yuǎn)鏡，當(dāng)距離超過(guò)100千秒差距時(shí)，就很難拍攝到光譜了，所以分光視差法的測(cè)量范圍是100—100000秒差距左右（300—300000光年）。

3.造父變星視差法。大質(zhì)量的恒星當(dāng)演化到晚期時(shí)會(huì)呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動(dòng)現(xiàn)象，形成脈動(dòng)變星。在這些脈動(dòng)變星中，有一類脈動(dòng)周期非常規(guī)則，中文名叫造父。造父是中國(guó)古代的星官名稱。仙王座δ星中有一顆名為造父，它是一顆亮度會(huì)發(fā)生變化的“變星”。變星的光變?cè)蚝芏?。造父屬于脈動(dòng)變星一類。當(dāng)它的星體膨脹時(shí)就顯得亮些，體積縮小時(shí)就顯得暗些。造父的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時(shí)46分38秒鐘，稱為“光變周期”。在恒星世界里，凡跟造父有相同變化的變星，統(tǒng)稱“造父變星”。1912年美國(guó)一位女天文學(xué)家勒維特研究小麥哲倫星系內(nèi)的造父變星的星等與光變周期時(shí)發(fā)現(xiàn)：光變周期越長(zhǎng)的恒星，其光度就越大。這就是對(duì)后來(lái)測(cè)定恒星距離很有用的“周光關(guān)系”。造父變星可以分為兩種：①經(jīng)典造父變星，屬于第一星族，是比較年輕的恒星，多為黃色的巨星或超巨星，常見(jiàn)于星系的旋臂中，質(zhì)量為太陽(yáng)的幾倍到幾十倍，光度很大，是太陽(yáng)的103到104倍。經(jīng)典造父變星在可見(jiàn)光波段光變幅度為0.1到2個(gè)星等，最亮?xí)r光譜型一般為F型，最暗時(shí)為G型或K型，光變周期從1.5天到50天不等。經(jīng)典造父變星的周光關(guān)系比較明顯，其絕對(duì)星等M與光變周期P的關(guān)系為：M=-1.8-1.741logP。②短周期造父變星，又稱室女座W型變星，屬于第二星族，是年老的恒星，銀河系中的室女座W型變星多分布于銀核、銀暈以及球狀星團(tuán)中。光變周期短于一天，其絕對(duì)星等M與光變周期P的關(guān)系為：M=-0.35-1.75logP。知道了絕對(duì)星等，就可以利用絕對(duì)星等和視星等的關(guān)系得出距離了：M=m+5-5logR。公式中，M表示絕對(duì)星等；m表示視星等；P表示光變周期，以天為單位；R表示距離，以秒差距為單位，1秒差距=3.26光年。目前在銀河系內(nèi)共發(fā)現(xiàn)了700多顆造父變星。許多河外星系的距離都是靠這個(gè)量天尺測(cè)量的，造父變星因此而獲得了“量天尺”的美稱。我們整個(gè)銀河系的大小是根據(jù)造父變星的觀測(cè)確定的。銀河系是一個(gè)扁平狀的盤，中央厚約4，000秒差距（邊緣薄得多），直徑30，000秒差距，太陽(yáng)在離中心約9，000秒差距的銀河系邊遠(yuǎn)地區(qū)。整個(gè)盤鑲嵌在球狀星團(tuán)構(gòu)成的直徑約15萬(wàn)秒差距的巨大的球形暈中。造父變星視差法的測(cè)量范圍是500萬(wàn)秒差距（1700萬(wàn)光年）以內(nèi)，大于這個(gè)距離的就很難觀測(cè)到了。

4.哈勃紅移法。20世紀(jì)初，光譜研究發(fā)現(xiàn)幾乎所有的星系都有紅移現(xiàn)象。所謂紅移是指觀測(cè)到的譜線的波長(zhǎng)比相應(yīng)的實(shí)驗(yàn)室測(cè)知的譜線的波長(zhǎng)要長(zhǎng)，而在光譜中紅光的波長(zhǎng)較長(zhǎng)，因而把譜線向波長(zhǎng)較長(zhǎng)的方向的移動(dòng)叫做光譜的紅移。1929年哈勃用2.5米大型望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)到更多的河外星系，又發(fā)現(xiàn)星系距我們?cè)竭h(yuǎn)，其譜線紅移量越大。譜線紅移的流行解釋是大爆炸宇宙學(xué)說(shuō)。哈勃指出天體紅移與距離有關(guān)即Z=H×d/c。這就是著名的哈勃定律，式中Z為紅移量；c為光速；d為距離；H為哈勃常數(shù)，其值為50～80（千米/秒·兆秒差距）。根據(jù)這個(gè)定律，只要測(cè)出河外星系譜線的紅移量，便可算出星系的距離。用譜線紅移法可以測(cè)定遠(yuǎn)達(dá)百億光年計(jì)的恒星距離。

哈勃定律揭示宇宙是在不斷膨脹的。這種膨脹是一種全空間的均勻膨脹。因此，在任何一點(diǎn)的觀測(cè)者都會(huì)看到完全一樣的膨脹，從任何一個(gè)星系來(lái)看，一切星系都以它為中心向四面散開，越遠(yuǎn)的星系間彼此散開的速度越大。endprint