天文学家如何测量距离

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基本数据

仰望夜空，每颗星星似乎都处在同样的距离上，像是画在一个穹顶上。一颗暗星之所以暗，可能是因为它很远，也可能是因为它很小。不知道距离，我们就无法知道任何天体真正有多大、多亮。

天文学家一步一步解决了这个问题。用适用于近处的方法去校准能测得更远的方法，由此建立起所谓的宇宙距离阶梯。我们的光年指南介绍了各种单位，这里我们来看每一级梯级是如何运作的。

测量距离最直接的办法是发出信号，然后计时它的回波。从1960年代起，射电望远镜就开始向金星、火星和小行星发射雷达并接收反射。由于无线电波以光速传播，往返时间就能给出距离。

这些测量确定了天文单位，即日地平均距离。2012年，国际天文学联合会将其精确定为149,597,870.7千米。

对于月球，科学家向阿波罗宇航员和苏联月球车留下的反射器发射激光。对返回光线计时，可将月球距离的测量精确到约2.5厘米以内。

把一根手指举在面前，先闭上一只眼，再闭上另一只眼。手指相对于背景会跳动。这种位移就是视差，物体越近，跳动越大。

天文学家利用地球轨道做同样的事。他们相隔六个月观测同一颗恒星，此时地球位于太阳的两侧，再测量它相对于更远恒星的位移。然后用简单的几何就能得出距离。位移为1角秒的恒星距离为1秒差距，约3.26光年。

这些位移极小，即使最近的恒星位移也不到1角秒。弗里德里希·贝塞尔在1838年首次测出了恒星视差。欧洲空间局的盖亚卫星于2025年结束观测，它测量了近20亿颗恒星的位置和视差，绘制出迄今最详细的银河系三维地图。

在银河系之外，视差就不再适用，于是天文学家转向标准烛光，即真实亮度已知的天体。把真实亮度与看上去的亮度相比较，就能得出距离，就像路灯越远看起来越暗一样。

造父变星是脉动的巨星，以规律的节奏变亮变暗。1912年，亨丽埃塔·斯旺·莱维特发现，造父变星的周期越长，其真实亮度就越高。测出周期，就知道了它的真实亮度。

1920年代，埃德温·哈勃利用仙女座星系中的造父变星证明，它位于银河系之外很远的地方。如今，哈勃和韦布空间望远镜能测量约1亿光年外星系中的造父变星。

要测得更远，就需要更亮的烛光。Ia型超新星是白矮星的爆炸，在最亮时可以超过整个星系。这类爆炸的峰值亮度相近，可以借助同时含有造父变星的星系来校准。

Ia型超新星在数十亿光年外也能看到。1998年，两个团队利用它们发现宇宙膨胀正在加速，这项工作获得了2011年诺贝尔物理学奖。

对于最遥远的星系，天文学家依靠红移。随着空间膨胀，穿行其中的光被拉伸到更长、更红的波长。哈勃发现越远的星系红移越大，因此测量一个星系的红移，再结合宇宙膨胀模型，就能得出它的距离。韦布望远镜所见最遥远星系的光已被拉伸了十倍以上。

每一级都依赖于下面的一级。雷达确定天文单位，天文单位确定视差，视差校准造父变星，造父变星校准超新星，而超新星足以测到很远，从而测出哈勃常数，即宇宙膨胀的速率。

截至2026年，存在一个顽固的矛盾，称为哈勃张力。距离阶梯测量给出的值约为每百万秒差距73千米/秒，而根据早期宇宙余晖做出的预测约为67。科学家正在检验其他标准烛光，例如最亮的红巨星，以判断这一差距是测量误差，还是新物理的迹象。

你也可以亲自试试视差：从相距已知距离的两个位置，以远处的天际线为背景拍摄一个近处的物体，再算出它有多远。这和天文学家使用的几何原理相同，只是尺度小得多。