陳厚尊

實(shí)際上，人們夜里能看到的璀璨繁星，到地球的距離基本都不超過1000光年，也就是300秒差距，其中絕大多數(shù)恒星都在“依巴谷”衛(wèi)星的測(cè)距范圍內(nèi)。因此，表面看似浩渺無垠的星空，實(shí)際上僅僅是銀河系里微不足道的一隅。少數(shù)如天津四那樣肉眼可見又距離遙遠(yuǎn)的恒星，都是巨星或者超巨星，它們?cè)诤阈鞘澜缋锼急壤跎佟Ｗ鳛閷?duì)比，如果把太陽放到60光年外，肉眼就看不見它了。而在“依巴谷”衛(wèi)星的測(cè)距極限之上，仍有8級(jí)宇宙階梯（108）等待著天文學(xué)家去攀登。這意味著，那些距離地球最遙遠(yuǎn)的高紅移星系，比“三角視差法”所能測(cè)得的最遠(yuǎn)恒星還要遠(yuǎn)1億倍！打個(gè)粗略的比方，如果我們將“可見宇宙”的尺度比作一個(gè)天文單位（即地球到太陽的距離），那么，“依巴谷”衛(wèi)星的測(cè)距范圍也就相當(dāng)于一片普通的住宅小區(qū)那么大。相比之下，銀河系的盤面面積都有兩個(gè)上海市大小。（試想一下，兩個(gè)上海市能容納多少住宅小區(qū)？）而銀河系到仙女座星系（M31）的距離，差不多相當(dāng)于漠河縣與?？谑械木嚯x。至于更高一級(jí)的本星系團(tuán)，其引力范圍也只比地球略大一點(diǎn)。而且我們已經(jīng)知道，太陽系其實(shí)是一片極為空曠的所在，地球運(yùn)行其間，猶如滄海之一粟。所以讀者不難想象，以大尺度宇宙的角度來看，就連本星系團(tuán)也不過一粒浮塵。宇宙空間之浩渺，可窺一斑。

在天文學(xué)家的“測(cè)距武器庫”里，除了前文提到的周年視差法以外，還要首推分光視差法。前面曾提到，在現(xiàn)代天文學(xué)中，“距離”與“視差”基本就是一對(duì)同義詞。所以，千萬不要望文生義，被字面意思蒙蔽。分光視差法的原理已不再是簡(jiǎn)單的幾何學(xué)關(guān)系，而是恒星的本征亮度與其光譜中某些重金屬吸收線強(qiáng)度的對(duì)應(yīng)關(guān)系。實(shí)際上，早在1814年，德國(guó)物理學(xué)家約瑟夫·夫瑯禾費(fèi)就發(fā)明了分光儀，并且對(duì)太陽光進(jìn)行了分解實(shí)驗(yàn)，獲得了清晰的太陽光譜。類似的分光實(shí)驗(yàn)，牛頓爵士在1666年也曾經(jīng)做過。不過，比起牛頓那塊簡(jiǎn)陋的三棱鏡，夫瑯禾費(fèi)的分光儀要精密得多。這使他第一次觀察到了存在于陽光中的許許多多的“黑暗缺口”，以及一些淡淡的“亮線”（據(jù)說，夫瑯禾費(fèi)曾在太陽光譜里數(shù)出了574個(gè)缺口）。當(dāng)時(shí)，夫瑯禾費(fèi)并不清楚這些“神秘的缺口”有什么意義，但他注意到，當(dāng)他加熱金屬鈉時(shí)，后者也會(huì)發(fā)出一種帶缺口的黃光。盡管夫瑯禾費(fèi)不能理解這項(xiàng)發(fā)現(xiàn)的意義，不過，本著科學(xué)的目的，他依然將觀測(cè)結(jié)果原原本本地公之于眾。如今我們知道，這些缺口與亮線，其實(shí)是太陽內(nèi)部發(fā)出的光線在經(jīng)過溫度較低的太陽大氣時(shí)，由其中的元素吸收與釋放所致。借助于更精密的分光儀，我們已經(jīng)在太陽光譜里發(fā)現(xiàn)了至少3萬條譜線，被統(tǒng)稱為夫瑯禾費(fèi)線（Fraunhofer Line）。后者就像超市商品上的條形碼一樣，蘊(yùn)

藏著許多關(guān)于太陽化學(xué)構(gòu)成的信息。其實(shí)，夫瑯禾費(fèi)的發(fā)現(xiàn)意義之重大，絕不亞于伽利略發(fā)明天文望遠(yuǎn)鏡。夫瑯禾費(fèi)線被發(fā)現(xiàn)60多年后，英國(guó)天文學(xué)家哈根斯使用更靈敏的分光儀，陸續(xù)采集了諸多恒星的光譜。通過對(duì)比研究，哈根斯發(fā)現(xiàn)，太陽與恒星的光譜有許多相似之處，而大行星的光譜則與太陽光譜完全相同。這相當(dāng)于證明了行星本身并不發(fā)光，只能反射太陽光；而我們的太陽與天上的億萬星辰?jīng)]有本質(zhì)區(qū)別，人類在宇宙中的位置是隨機(jī)且平凡無奇的。這簡(jiǎn)直比哥白尼的“日心說”還要震撼人心！

20世紀(jì)中葉建立起來的恒星演化理論認(rèn)為，恒星在赫羅圖上的演化軌跡主要由兩個(gè)因素決定：一是恒星的質(zhì)量；二是恒星的化學(xué)組成。當(dāng)然，隨著恒星內(nèi)部核聚變的進(jìn)行，恒星本身的元素成分也在緩慢變化中。于是，分光視差法也就有了相應(yīng)的理論基礎(chǔ)。目前，人們?cè)趯?shí)際操作中經(jīng)常用到的重金屬譜線包括SrII線（4078埃）、FeI線（4072埃）等，它們的強(qiáng)度被證明只隨恒星的絕對(duì)星等而變。如此一來，只需利用“依巴谷”衛(wèi)星采集的恒星距離數(shù)據(jù)，對(duì)鄰近恒星的分光視差進(jìn)行定標(biāo)，得出公式系數(shù)，就可以將其應(yīng)用于任何能觀察到相應(yīng)重金屬譜線的恒星，測(cè)算它們的距離。

分光視差法還有個(gè)很有名的變種，稱作威爾遜—巴普法（Wilson Bappu Effect）。這種方法的原理與分光視差法基本相同，區(qū)別是它利用了晚型恒星（即光譜型為G、K、M等溫度較低的恒星）中CaII線的寬度與恒星絕對(duì)星等之間的比例關(guān)系。因此，無論是分光視差法還是威爾遜—巴普法，都需要對(duì)單顆恒星測(cè)定出詳細(xì)的光譜。這在一定程度上限制了它們的適用范圍。盡管如此，分光視差法的測(cè)距極限還是達(dá)到了10萬光年左右，基本覆蓋了銀河系的全部恒星，遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過三角視差法。目前，天文學(xué)家已經(jīng)測(cè)定了好幾萬顆恒星的分光視差。

疏散星團(tuán)和球狀星團(tuán)是星系里最常見的兩類恒星聚集單位。對(duì)于它們的測(cè)距，除了上面提到的分光視差法以外，還可以應(yīng)用所謂的主星序重疊法。前文曾提到赫羅圖之于恒星物理學(xué)的重要性。其實(shí)，赫羅圖對(duì)于星團(tuán)測(cè)距同樣重要。由于星團(tuán)自身的大小總是遠(yuǎn)小于星團(tuán)到地球的距離，故可以認(rèn)為星團(tuán)中的恒星都處在與地球大致相同的距離上。排除了距離的影響，成員星之間的視亮度之比就是它們的本征亮度之比。因此，以星團(tuán)中各恒星的光譜型和視星等為坐標(biāo)，就可以畫

出星團(tuán)的赫羅圖。把待測(cè)星團(tuán)的赫羅圖，與“依巴谷”衛(wèi)星數(shù)據(jù)庫生成的鄰近恒星的赫羅圖重疊在一起，兩者縱坐標(biāo)的差值就是視星等與絕對(duì)星等之差。據(jù)此，天文學(xué)家就可以算出星團(tuán)到地球的距離。一般而言，星團(tuán)作為一個(gè)整體目標(biāo)，往往更容易辨識(shí)，而且，主星序重疊法只關(guān)心成員星的光譜型，不需要光譜細(xì)節(jié)（從技術(shù)上講，前者比后者更容易獲?。?。所以，主星序重疊法的適用距離更遠(yuǎn)，大約是分光視差法的10倍。

比主星序重疊法適用距離更遠(yuǎn)的，是變星測(cè)距法。根據(jù)可用變星的種類不同，如造父型變星、天琴座RR 型變星、室女座W 型變星等等，變星測(cè)距法也好有幾個(gè)變種。下面著重介紹利用經(jīng)典造父變星測(cè)距的方法。

經(jīng)典造父變星中最典型的例子來自仙王座δ星，中文名造父一。這類變星也由此得名。造父一的光變周期是5天8小時(shí)46分38秒，周期非常穩(wěn)定，最亮?xí)r視星等3.6等，最暗時(shí)4.3等，亮度落差1.9倍。它的光變現(xiàn)象于1784年被英國(guó)業(yè)余天文學(xué)家約翰·古德里克首次發(fā)現(xiàn)。1894年，又有人發(fā)現(xiàn)造父一的光譜譜線存在周期性位移，這說明造父一在徑向上存在周期性運(yùn)動(dòng)，很可能是一

對(duì)相互旋繞的雙星運(yùn)動(dòng)所致。但很快又有人發(fā)現(xiàn)，造父一的光譜型也有周期性變化，變化周期與譜線的位移周期完全一致，這就排除了雙星運(yùn)動(dòng)的可能。1914年，美國(guó)天文學(xué)家沙普利最終闡明，造父類變星的光變?cè)虿⒎鞘请p星的軌道運(yùn)動(dòng)，而是星體本身的徑向脈動(dòng)。經(jīng)典造父變星的脈動(dòng)周期一般為1天至50天，光變幅度在0.5等至1.5等之間。實(shí)際上，小熊座的勾陳一（即北極星）也是造父變星，只是光變幅度很小，不易察覺而已。目前，天文學(xué)家已經(jīng)在銀河系里發(fā)現(xiàn)了500多顆經(jīng)典造父變星，在其他30多個(gè)鄰近的河外星系里也都觀察到了造父變星的存在。根據(jù)20世紀(jì)中葉建立起來的恒星演化理論，赫羅圖上存在著一條被稱為“造父變星帶”的區(qū)域，進(jìn)入巨星演化階段的中等質(zhì)量恒星會(huì)在赫羅圖上多次穿過這一區(qū)域。當(dāng)恒星經(jīng)過這一區(qū)域時(shí)就會(huì)產(chǎn)生徑向脈動(dòng)，成為造父變星；離開該區(qū)域后，恒星又恢復(fù)到正常情況。

在天文學(xué)界，造父變星有著“量天尺”的美名，這主要是因?yàn)樗?dú)特的“周光關(guān)系”。20世紀(jì)初葉，美國(guó)女天文學(xué)家勒維特在研究小麥哲倫云的造父變星時(shí)發(fā)現(xiàn)，造父變星的光變周期和本征亮度之間存在強(qiáng)烈的正相關(guān)，而造父變星的光變周期是很容易測(cè)量的物理量。據(jù)此，天文學(xué)家就能得到造父變星的本征亮度，進(jìn)而算出它們的距離。前面曾提到，造父變星是中等質(zhì)量恒星演化到巨星階段時(shí)出現(xiàn)的一種徑向脈動(dòng)現(xiàn)象，所以，造父變星一般都很明亮，在近鄰星系容易被發(fā)

現(xiàn)。1924年，美國(guó)天文學(xué)家埃德溫·哈勃利用周光關(guān)系，首次測(cè)定了仙女座星云和三角座星云中幾顆造父變星的距離。哈勃當(dāng)年的測(cè)量值是75萬至150萬光年，遠(yuǎn)超當(dāng)時(shí)人們公認(rèn)的銀河系的范圍，因而第一次確認(rèn)了河外星系的存在。

值得一提的是，在過去很長(zhǎng)一段時(shí)間，天文學(xué)家對(duì)造父變星測(cè)距是又愛又恨。雖然周光關(guān)系為人們提供了一種簡(jiǎn)單有效的測(cè)量天體距離的辦法，可是， 周光關(guān)系的定標(biāo)難題（也稱零點(diǎn)難題） 一直使天文學(xué)家感到困擾。由于所有的造父變星都在離太陽比較遙遠(yuǎn)的地方，天文學(xué)家只能通過間接手段推算造父變星的距離。在此基礎(chǔ)上建立起來的周光關(guān)系式，自然難以擺脫各式各樣的系統(tǒng)誤差，這種情況直到“依巴谷”衛(wèi)星升空后才得到改觀。“依巴谷”衛(wèi)星詳細(xì)測(cè)定了太陽系附近223顆造父變星的三角視差，天文學(xué)家才有了較為精確的周光關(guān)系式。

除此之外，造父變星測(cè)距法還存在另外一些更加棘手的問題。有研究表明，河外星系里的造父變星的某些特征，與銀河系的造父變星并不完全相同。這或許是因?yàn)椴煌男窍涤胁煌慕饘儇S度，而金屬豐度的不同會(huì)直接影響造父變星的本征亮度。若猜測(cè)屬實(shí)，這就意味著不存在一個(gè)全宇宙普適的周光關(guān)系式。相關(guān)問題仍在繼續(xù)研究之中。鑒于造父變星的明亮特征，變星測(cè)距法的測(cè)量極限通常在1億光年左右，這相當(dāng)于本超星系團(tuán)（又稱室女座超星系團(tuán)）的尺度規(guī)模。

為了測(cè)定更遙遠(yuǎn)的星系的距離，天文學(xué)家必須利用河外星系里其他一些比造父變星更顯眼、同時(shí)又不失普遍性的特征。比較常見的有四類：行星狀星云、HII區(qū)、球狀星團(tuán)，以及中性氫云發(fā)射的21厘米譜線。其中，行星狀星云和球狀星團(tuán)的測(cè)距原理很相似，都是先觀測(cè)目標(biāo)星系中的一批此類天體，并假定它們與地球的距離相同（如前所述，這樣假定是合理的），然后統(tǒng)計(jì)出它們關(guān)于視星等的分布情況，畫出分布曲線。后者也被稱為光度函數(shù)。最后，將其與銀河系或近鄰星系的光度函數(shù)做對(duì)比，即可推算出目標(biāo)星系的距離。

HII區(qū)是星系里更引人注目的一類特征天體，通常由新生的熱恒星加熱周圍的氫原子，使其電離并發(fā)光而形成。HII區(qū)的尺度可達(dá)數(shù)千光年，質(zhì)量相當(dāng)于10億顆太陽。對(duì)于一些距離已知的河外星系，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)其HII區(qū)的許多物理特征都與星系的本征亮度有關(guān)。利用這種相關(guān)性，人們就可以從待測(cè)星系的HII區(qū)特征推斷出星系的本征亮度，進(jìn)而得出它們的距離。

利用21厘米譜線測(cè)定星系距離的方法僅適用于旋渦星系。1977年，天文學(xué)家突利和費(fèi)舍爾發(fā)現(xiàn)，旋渦星系的本征光度與中性氫云發(fā)射的21厘米譜線展寬的4次方成正比。這一關(guān)系被稱為突利—費(fèi)舍爾關(guān)系（T-F Relation）。利用它，人們就可以測(cè)定旋渦星系本身的光度，進(jìn)而得到它們的距離。實(shí)際上，橢圓星系也有一個(gè)類似的關(guān)系——法博—杰克遜關(guān)系，不同的是，它揭示的是橢圓星系的本征光度與恒星速度彌散度之間的冪次關(guān)系。借助突利—費(fèi)舍爾關(guān)系、法博—杰克

遜關(guān)系與HII區(qū)，星系距離的測(cè)定極限通常都能達(dá)到3億光年之遙。

對(duì)于更遙遠(yuǎn)的超星系團(tuán)，我們可以認(rèn)為它們的成員星系都位于大致相同的距離上。天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)，許多星系團(tuán)的中心往往存在著一類質(zhì)量特別巨大的中心主導(dǎo)星系，天文學(xué)家稱之為cD星系，或超巨橢圓星系。cD星系具有基本確定的本征光度，天文學(xué)家只需在星系團(tuán)的中心尋找并辨認(rèn)出它們，再參考其視星等數(shù)值，就能推斷出星系團(tuán)的大致距離。當(dāng)然，如果星系團(tuán)的某個(gè)成員星系突然爆發(fā)了Ia型超新星，天文學(xué)家也能借此測(cè)算出星系團(tuán)到地球的距離。因?yàn)樗械腎a型超新星的爆發(fā)機(jī)制都相同，即白矮星質(zhì)量突破錢德拉塞卡極限時(shí)發(fā)生的星體坍塌，所以可以認(rèn)為Ia型超新星有完全相同的本征亮度。

在更大的宇宙尺度上，就算是最大規(guī)模的橢圓星系，也只是哈勃超深空?qǐng)隼镆粋€(gè)微弱的光點(diǎn)。此時(shí)，天文學(xué)家便會(huì)拿起他們的“終極測(cè)距武器”：哈勃關(guān)系。1929年，美國(guó)天文學(xué)家埃德溫·哈勃在分析了眾多星系的光譜之后大膽猜測(cè)：宇宙中所有的遙遠(yuǎn)星系都在遠(yuǎn)離我們；距離越遠(yuǎn)的星系，遠(yuǎn)離的速度越快。這便是赫赫有名的哈勃定律。哈勃定律是廣義相對(duì)論的自然推論，也是現(xiàn)代宇宙學(xué)的觀測(cè)基礎(chǔ)。從理論上講，利用它，天文學(xué)家能夠測(cè)算出全部“可見宇宙”范圍內(nèi)的星系距離。當(dāng)然，考慮到四維時(shí)空的膨脹效應(yīng)，關(guān)于“距離”本身的定義也會(huì)變得復(fù)雜和有趣起來，有些理論圖像甚至與人們的日常經(jīng)驗(yàn)相悖。關(guān)于經(jīng)驗(yàn)與科學(xué)的沖突問題，美籍日裔物理學(xué)家加來道雄曾發(fā)表過一段頗為深刻的論述，我將其摘錄于此，作為全篇的結(jié)束語：

如果我們關(guān)于宇宙的尋常觀念都是正確的，那么科學(xué)早在數(shù)千年前就已揭開了宇宙的奧秘?？茖W(xué)的目標(biāo)就是剝?nèi)タ腕w的外表，揭示它們的內(nèi)在本質(zhì)。實(shí)際上，如果外表和本質(zhì)是一回事，那么科學(xué)也就沒有存在的必要了。