如何測量兩個天體之間的距離？

哈勃空間望遠鏡觀測製成的NGC 2683星系圖（圖片來源：美國航天局NASA）

我們都知道，太陽與地球之間的距離非常遙遠（雖然它是距離我們最近的恆星），遙遠到什麼程度呢？地球的平均直徑是12,742.02公里，太陽的直徑大約是地球的109倍，而太陽到地球的距離大約是地球直徑的1萬2千倍。

想象一下，如果我們把地球和太陽放置在一個足球場大小的空間里，並且把太陽看作一張常見的1米寬的書桌的話，那麼我們從太陽這邊看過去，地球就相當於這個足球場另一端的一個指甲蓋。

按照這個比例，八大行星的邊緣海王星與太陽的距離大約要30個足球場那麼長，同樣按照這個比例，離太陽最近的恆星比鄰星到我們的距離則大概是走了地球赤道的3 / 4那麼遠，而我們可以觀測到的宇宙的尺度是到比鄰星距離的上億倍。

宇宙浩瀚，天文上動輒就是如此大的數值，難怪會有「天文數字」的說法了。

我們常說到的「光年」就是這樣一個貨真價實的天文數字，它表示的是光在宇宙真空中沿直線傳播一年所經過的距離，光的速度非常快，一秒鐘就能行進大約30萬公里，並且還是恆定不變的，所以1光年就是9460730472580800米。

這是一個什麼概念呢？舉例來說，我們常見的民航飛機的速度大約是每小時885公里，也就是說，坐飛機飛行1光年需要大約122萬年的時間。

這個距離太大了，我們不可能有這樣的尺子去實際量一量，或者開著汽車計算一下輪胎轉了多少圈。

那麼，我們常聽說外太空的星系、星球距離我們多少多少光年，這麼「天文數字」的距離是怎麼計算出來的呢？

測量宇宙的方法之視差法

1938年，德國天文學家貝塞爾發表了一種測量恆星到地球距離的方法，一直沿用至今。

他用照相的方法先記錄恆星相對於其周圍恆星的位置，然後6個月之後，再用照相的方法記錄該恆星的位置，而此時的地球已經繞著太陽運行到了軌道的另一側，相當於位置相差了2個日地距離，這個距離雖然在茫茫宇宙中並不大，但在我們所能感知的範疇內卻已經是非常遠的距離了。

如果用我們的眼睛去看一顆距地球100光年之內的恆星，此時相對於背景更為遙遠的恆星，這顆恆星會發生顯著的移動，這是因為我們在地球軌道的另一端以稍微不同的角度觀察它，沒看明白？沒關係，下面的示意圖表示的就是這種關係，結合著圖來看，是不是就理解了？如圖中所示，我們把所觀測恆星的這種移動稱為視差。

視差法計算恆星到地球的距離

在圖中我們近似的畫三角形，地球到太陽的距離稱為一個天文單位，此時可以計算天體到太陽的距離d，因為這個距離非常非常遠，比地球到太陽的距離遠得多，近似認為這個距離d大約等於地球到該天體的距離。

當這個三角形的角度p為一個角秒（1°的3600分之一）時，其到地球的距離記為秒差距（英文Parsec，縮寫pc），它也是天文學上的一種長度單位。這個單位比光年還大，1 秒差距約等於3.26光年，或約30.86萬億公里。

用上面介紹的這種方法測距離，結合使用地面上的望遠鏡，我們可以精確地測量50光年以內的恆星到地球的距離，50光年後的精度會迅速下降，而200光年之內，想要對距離做出合理的推測，還需要結合恆星的類型和年齡。

上個世紀的後半葉，這種方法幾乎已經到達了極限。儘管人們不斷改善望遠鏡，但空氣中始終存在湍流，也就是氣流會向不規則的方向亂流，這種情況會扭曲我們看到的星星的光，也就是我們常說的星星會閃，這些湍流使恆星的圖像扭曲，不能準確測量微小的位置差別，使得其到地球距離的測量精度受到影響。

在地球上的望遠鏡會受大氣影響，那在天上呢？

很多人一下子就想到了哈勃太空望遠鏡，其實在哈勃望遠鏡之前，已經有一顆人造衛星上天，專門用於測量遙遠星星的視差，從而計算距離，它就是1988年由歐洲航天局設計和發射的依巴谷衛星（High Precision Parallax Collecting Satellite，高精視差測量衛星），縮寫為Hipparcos。

依巴谷衛星

依巴谷衛星位於近地點507公里、遠地點35888公里的狹長橢圓軌道，工作了6年，它專門設計用來測量最亮的10萬顆恆星的視差，由於沒有大氣的干擾，它的精度比地面望遠鏡高出10-100倍。

它的觀測對肉眼可見的每顆恆星到地球的距離進行了大幅更新，距離在40光年以內的恆星距離通常可以精確到1光年，在40-400光年範圍的可以精確到10光年，之後精度會迅速下降，在1000光年左右的距離上測量與原先合理的推測相差不大。

1997年，歐洲航天局出版了基於依巴谷衛星探測製成的「依巴谷星表」和「第谷星表」（指的是衛星測量實驗的兩個階段，第谷這個名字也是來自丹麥天文學家第谷），並製成「千禧年星圖」，包含了全天區上百萬顆最暗達到11等的恆星，以及一萬餘個非恆星天體。

但是，1000光年還是不夠遠，單是我們所處的銀河系，它的直徑就超過了10萬光年，其中大部分的恆星都無法進行視差測量，更不用說那些更遙遠的星系了。

這些無法用視差進行測距的恆星以及星系是上面提到的視差測量的背景，被看做是「不會移動」的，那麼，像它們距離地球這麼遙遠的距離要如何測量呢？

測量宇宙的方法之光譜法

天文學家們想到了另一種估計距離的方法。

首先，他們假定如果恆星有相同的溫度和光譜——這可以通過分析星光的譜線強度進行了解——它們本身的亮度應該是相同的，稱為本徵亮度，對應「絕對星等」，也就是把恆星放在10秒差距（32.6光年）遠的時候看到的亮度，這樣得到的圖是下圖所示的 「赫羅圖」。

赫羅圖：識別恆星的絕對星等

星等是古代人就開始使用的描述星星亮度的標準，星等數越小，說明星越亮，1等星的亮度是6等星的100倍（更亮的為 0等以至負的星等），而肉眼能夠看到的最暗的星設定是 6 等星（6m 星）。

根據光學知識，同樣的本徵亮度，可視亮度和距離的平方成反比。

那麼，因為我們計算過1000光年內的恆星的距離，可以推測可視亮度和距離的公式，所以一顆與它有相同絕對星等（也就是真實的亮度）、但是看上去較暗的恆星，應該離我們更遠，並且可以通過測量其亮度來計算距離。

科學家們為恆星亮度與距離製作了對照表，只要用望遠鏡的測光表測量它的亮度，再根據它的本徵亮度，就能在表中對應得到距離，這種測量經常用到直徑5米以上的望遠鏡，而當距離大於10萬秒差距（32.6萬光年）的時候，星星的光線實在太弱了，就很難得到光譜了。

還要測到更遠？

既然遠處的恆星不夠亮，那怎麼測量它們跟地球之間的距離呢？科學家們想到了藉助其所在星系更亮的恆星的辦法。

科學家們藉助了對一種稱為「造父變星」的星球的觀測。「變星」的意思是這顆恆星的亮度與電磁輻射不穩定，經常變化並且伴隨著其他物理變化。

而「造父變星」的本徵亮度和光度的規律性波動有關，比如本徵亮度較高的造父變星的變化周期更長，研究這些變化規律就能知道它的本徵亮度，然後套用上邊的方法推測其距離，如果一個星座的某顆星是造父變星，就知道這個星系的距離了。

造父變星通常比太陽亮1000倍，距離很遠也能看到，通常可以用來計算1500萬秒差距（約5000萬光年）的距離。哈勃空間望遠鏡曾經探測並校準過1億光年以外星系中的造父變星，這就相當於對相同距離上的幾百個星系進行了較為精確的距離測量。如果藉助超新星爆炸，則可以擴展到2億秒差距（接近6.5億光年）的距離。

造父變星: 星系ic 4182，亮度具有周期變化

可是，宇宙中還有更加遙遠的地方，要怎麼測量呢？

我們知道的哈勃天文望遠鏡命名來自於美國天文學家哈勃，而哈勃的一大貢獻就是用宇宙膨脹的理論解釋觀測到宇宙中絕大多數星系的光譜線存在的紅移現象，紅移指的就是星星的星光的譜線波長變長，而且離得越遠紅移越厲害。

現在理論認為，整個宇宙在膨脹當中，離我們距離越遠、遠離我們而去的速度越快，而哈勃定律給出了紅移與距離的關係公式，通過這種方式，我們能計算更加遙遠的距離。

現在我們計算的距離達到了數百億光年，例如科學家觀測到最遙遠的星系距離我們134億光年。

1.3億光年外的星系碰撞（X射線測量，美國航天局NASA）

至於那些遙遠的可能會有生命存在的行星，由於它們本身不發光，非常難以觀測到，而我們了解到它們的存在，往往是因為它們在圍繞恆星運行時，會遮擋其光線成為小的「黑點」。

所以，只要計算了它們圍繞旋轉的恆星到地球的距離，它們有多遠自然就知道了。

在我們測量不到的遠方是不是真的有和我們一樣的生命存在呢？

本文經 科學大院 授權轉載