攀爬宇宙的阶梯（下）

陈厚尊

实际上，人们夜里能看到的璀璨繁星，到地球的距离基本都不超过1000光年，也就是300秒差距，其中绝大多数恒星都在“依巴谷”卫星的测距范围内。因此，表面看似浩渺无垠的星空，实际上仅仅是银河系里微不足道的一隅。少数如天津四那样肉眼可见又距离遥远的恒星，都是巨星或者超巨星，它们在恒星世界里所占比例甚少。作为对比，如果把太阳放到60光年外，肉眼就看不见它了。而在“依巴谷”卫星的测距极限之上，仍有8级宇宙阶梯（108）等待着天文学家去攀登。这意味着，那些距离地球最遥远的高红移星系，比“三角视差法”所能测得的最远恒星还要远1亿倍！打个粗略的比方，如果我们将“可见宇宙”的尺度比作一个天文单位（即地球到太阳的距离），那么，“依巴谷”卫星的测距范围也就相当于一片普通的住宅小区那么大。相比之下，银河系的盘面面积都有两个上海市大小。（试想一下，两个上海市能容纳多少住宅小区？）而银河系到仙女座星系（M31）的距离，差不多相当于漠河县与海口市的距离。至于更高一级的本星系团，其引力范围也只比地球略大一点。而且我们已经知道，太阳系其实是一片极为空旷的所在，地球运行其间，犹如沧海之一粟。所以读者不难想象，以大尺度宇宙的角度来看，就连本星系团也不过一粒浮尘。宇宙空间之浩渺，可窥一斑。

在天文学家的“测距武器库”里，除了前文提到的周年视差法以外，还要首推分光视差法。前面曾提到，在现代天文学中，“距离”与“视差”基本就是一对同义词。所以，千万不要望文生义，被字面意思蒙蔽。分光视差法的原理已不再是简单的几何学关系，而是恒星的本征亮度与其光谱中某些重金属吸收线强度的对应关系。实际上，早在1814年，德国物理学家约瑟夫·夫琅禾费就发明了分光仪，并且对太阳光进行了分解实验，获得了清晰的太阳光谱。类似的分光实验，牛顿爵士在1666年也曾经做过。不过，比起牛顿那块简陋的三棱镜，夫琅禾费的分光仪要精密得多。这使他第一次观察到了存在于阳光中的许许多多的“黑暗缺口”，以及一些淡淡的“亮线”（据说，夫琅禾费曾在太阳光谱里数出了574个缺口）。当时，夫琅禾费并不清楚这些“神秘的缺口”有什么意义，但他注意到，当他加热金属钠时，后者也会发出一种带缺口的黄光。尽管夫琅禾费不能理解这项发现的意义，不过，本着科学的目的，他依然将观测结果原原本本地公之于众。如今我们知道，这些缺口与亮线，其实是太阳内部发出的光线在经过温度较低的太阳大气时，由其中的元素吸收与释放所致。借助于更精密的分光仪，我们已经在太阳光谱里发现了至少3万条谱线，被统称为夫琅禾费线（Fraunhofer Line）。后者就像超市商品上的条形码一样，蕴

藏着许多关于太阳化学构成的信息。其实，夫琅禾费的发现意义之重大，绝不亚于伽利略发明天文望远镜。夫琅禾费线被发现60多年后，英国天文学家哈根斯使用更灵敏的分光仪，陆续采集了诸多恒星的光谱。通过对比研究，哈根斯发现，太阳与恒星的光谱有许多相似之处，而大行星的光谱则与太阳光谱完全相同。这相当于证明了行星本身并不发光，只能反射太阳光；而我们的太阳与天上的亿万星辰没有本质区别，人类在宇宙中的位置是随机且平凡无奇的。这简直比哥白尼的“日心说”还要震撼人心！

20世纪中叶建立起来的恒星演化理论认为，恒星在赫罗图上的演化轨迹主要由两个因素决定：一是恒星的质量；二是恒星的化学组成。当然，随着恒星内部核聚变的进行，恒星本身的元素成分也在缓慢变化中。于是，分光视差法也就有了相应的理论基础。目前，人们在实际操作中经常用到的重金属谱线包括SrII线（4078埃）、FeI线（4072埃）等，它们的强度被证明只随恒星的绝对星等而变。如此一来，只需利用“依巴谷”卫星采集的恒星距离数据，对邻近恒星的分光视差进行定标，得出公式系数，就可以将其应用于任何能观察到相应重金属谱线的恒星，测算它们的距离。

分光视差法还有个很有名的变种，称作威尔逊—巴普法（Wilson Bappu Effect）。这种方法的原理与分光视差法基本相同，区别是它利用了晚型恒星（即光谱型为G、K、M等温度较低的恒星）中CaII线的宽度与恒星绝对星等之间的比例关系。因此，无论是分光视差法还是威尔逊—巴普法，都需要对单颗恒星测定出详细的光谱。这在一定程度上限制了它们的适用范围。尽管如此，分光视差法的测距极限还是达到了10万光年左右，基本覆盖了银河系的全部恒星，远远超过三角视差法。目前，天文学家已经测定了好几万颗恒星的分光视差。

疏散星团和球状星团是星系里最常见的两类恒星聚集单位。对于它们的测距，除了上面提到的分光视差法以外，还可以应用所谓的主星序重叠法。前文曾提到赫罗图之于恒星物理学的重要性。其实，赫罗图对于星团测距同样重要。由于星团自身的大小总是远小于星团到地球的距离，故可以认为星团中的恒星都处在与地球大致相同的距离上。排除了距离的影响，成员星之间的视亮度之比就是它们的本征亮度之比。因此，以星团中各恒星的光谱型和视星等为坐标，就可以画

出星团的赫罗图。把待测星团的赫罗图，与“依巴谷”卫星数据库生成的邻近恒星的赫罗图重叠在一起，两者縱坐标的差值就是视星等与绝对星等之差。据此，天文学家就可以算出星团到地球的距离。一般而言，星团作为一个整体目标，往往更容易辨识，而且，主星序重叠法只关心成员星的光谱型，不需要光谱细节（从技术上讲，前者比后者更容易获取）。所以，主星序重叠法的适用距离更远，大约是分光视差法的10倍。

比主星序重叠法适用距离更远的，是变星测距法。根据可用变星的种类不同，如造父型变星、天琴座RR 型变星、室女座W 型变星等等，变星测距法也好有几个变种。下面着重介绍利用经典造父变星测距的方法。

经典造父变星中最典型的例子来自仙王座δ星，中文名造父一。这类变星也由此得名。造父一的光变周期是5天8小时46分38秒，周期非常稳定，最亮时视星等3.6等，最暗时4.3等，亮度落差1.9倍。它的光变现象于1784年被英国业余天文学家约翰·古德里克首次发现。1894年，又有人发现造父一的光谱谱线存在周期性位移，这说明造父一在径向上存在周期性运动，很可能是一

对相互旋绕的双星运动所致。但很快又有人发现，造父一的光谱型也有周期性变化，变化周期与谱线的位移周期完全一致，这就排除了双星运动的可能。1914年，美国天文学家沙普利最终阐明，造父类变星的光变原因并非是双星的轨道运动，而是星体本身的径向脉动。经典造父变星的脉动周期一般为1天至50天，光变幅度在0.5等至1.5等之间。实际上，小熊座的勾陈一（即北极星）也是造父变星，只是光变幅度很小，不易察觉而已。目前，天文学家已经在银河系里发现了500多颗经典造父变星，在其他30多个邻近的河外星系里也都观察到了造父变星的存在。根据20世纪中叶建立起来的恒星演化理论，赫罗图上存在着一条被称为“造父变星带”的区域，进入巨星演化阶段的中等质量恒星会在赫罗图上多次穿过这一区域。当恒星经过这一区域时就会产生径向脉动，成为造父变星；离开该区域后，恒星又恢复到正常情况。

在天文学界，造父变星有着“量天尺”的美名，这主要是因为它独特的“周光关系”。20世纪初叶，美国女天文学家勒维特在研究小麦哲伦云的造父变星时发现，造父变星的光变周期和本征亮度之间存在强烈的正相关，而造父变星的光变周期是很容易测量的物理量。据此，天文学家就能得到造父变星的本征亮度，进而算出它们的距离。前面曾提到，造父变星是中等质量恒星演化到巨星阶段时出现的一种径向脉动现象，所以，造父变星一般都很明亮，在近邻星系容易被发

现。1924年，美国天文学家埃德温·哈勃利用周光关系，首次测定了仙女座星云和三角座星云中几颗造父变星的距离。哈勃当年的测量值是75万至150万光年，远超当时人们公认的银河系的范围，因而第一次确认了河外星系的存在。

值得一提的是，在过去很长一段时间，天文学家对造父变星测距是又爱又恨。虽然周光关系为人们提供了一种简单有效的测量天体距离的办法，可是， 周光关系的定标难题（也称零点难题） 一直使天文学家感到困扰。由于所有的造父变星都在离太阳比较遥远的地方，天文学家只能通过间接手段推算造父变星的距离。在此基础上建立起来的周光关系式，自然难以摆脱各式各样的系统误差，这种情况直到“依巴谷”卫星升空后才得到改观。“依巴谷”卫星详细测定了太阳系附近223颗造父变星的三角视差，天文学家才有了较为精确的周光关系式。

除此之外，造父变星测距法还存在另外一些更加棘手的问题。有研究表明，河外星系里的造父变星的某些特征，与银河系的造父变星并不完全相同。这或许是因为不同的星系有不同的金属丰度，而金属丰度的不同会直接影响造父变星的本征亮度。若猜测属实，这就意味着不存在一个全宇宙普适的周光关系式。相关问题仍在继续研究之中。鉴于造父变星的明亮特征，变星测距法的测量极限通常在1亿光年左右，这相当于本超星系团（又称室女座超星系团）的尺度规模。

为了测定更遥远的星系的距离，天文学家必须利用河外星系里其他一些比造父变星更显眼、同时又不失普遍性的特征。比较常见的有四类：行星状星云、HII区、球状星团，以及中性氢云发射的21厘米谱线。其中，行星状星云和球状星团的测距原理很相似，都是先观测目标星系中的一批此类天体，并假定它们与地球的距离相同（如前所述，这样假定是合理的），然后统计出它们关于视星等的分布情况，画出分布曲线。后者也被称为光度函数。最后，将其与银河系或近邻星系的光度函数做对比，即可推算出目标星系的距离。

HII区是星系里更引人注目的一类特征天体，通常由新生的热恒星加热周围的氢原子，使其电离并发光而形成。HII区的尺度可达数千光年，质量相当于10亿颗太阳。对于一些距离已知的河外星系，天文学家发现其HII区的许多物理特征都与星系的本征亮度有关。利用这种相关性，人们就可以从待测星系的HII区特征推断出星系的本征亮度，进而得出它们的距离。

利用21厘米谱线测定星系距离的方法仅适用于旋涡星系。1977年，天文学家突利和费舍尔发现，旋涡星系的本征光度与中性氢云发射的21厘米谱线展宽的4次方成正比。这一关系被称为突利—费舍尔关系（T-F Relation）。利用它，人们就可以测定旋涡星系本身的光度，进而得到它们的距离。实际上，椭圆星系也有一个类似的关系——法博—杰克逊关系，不同的是，它揭示的是椭圆星系的本征光度与恒星速度弥散度之间的幂次关系。借助突利—费舍尔关系、法博—杰克

逊关系与HII区，星系距离的测定极限通常都能达到3亿光年之遥。

对于更遥远的超星系团，我们可以认为它们的成员星系都位于大致相同的距离上。天文学家发现，许多星系团的中心往往存在着一类质量特别巨大的中心主导星系，天文学家称之为cD星系，或超巨椭圆星系。cD星系具有基本确定的本征光度，天文学家只需在星系团的中心寻找并辨认出它们，再参考其视星等数值，就能推断出星系团的大致距离。当然，如果星系团的某个成员星系突然爆发了Ia型超新星，天文学家也能借此测算出星系团到地球的距离。因为所有的Ia型超新星的爆发机制都相同，即白矮星质量突破钱德拉塞卡极限时发生的星体坍塌，所以可以认为Ia型超新星有完全相同的本征亮度。

在更大的宇宙尺度上，就算是最大规模的椭圆星系，也只是哈勃超深空场里一个微弱的光点。此时，天文学家便会拿起他们的“终极测距武器”：哈勃关系。1929年，美国天文学家埃德温·哈勃在分析了众多星系的光谱之后大胆猜测：宇宙中所有的遥远星系都在远离我们；距离越远的星系，远离的速度越快。这便是赫赫有名的哈勃定律。哈勃定律是广义相对论的自然推论，也是现代宇宙学的观测基础。从理论上讲，利用它，天文学家能够测算出全部“可见宇宙”范围内的星系距离。当然，考虑到四维时空的膨胀效应，关于“距离”本身的定义也会变得复杂和有趣起来，有些理论图像甚至与人们的日常经验相悖。关于经验与科学的冲突问题，美籍日裔物理学家加来道雄曾发表过一段颇为深刻的论述，我将其摘录于此，作为全篇的结束语：

如果我们关于宇宙的寻常观念都是正确的，那么科学早在数千年前就已揭开了宇宙的奥秘。科学的目标就是剥去客体的外表，揭示它们的内在本质。实际上，如果外表和本质是一回事，那么科学也就沒有存在的必要了。