距離地球最近的恒星有40萬億公里，科學家怎么測出來的？

每次抬頭仰望星空，你是不是也有這樣的疑惑呢？天上的那些星星看得見卻摸不著。它們究竟離我們有多遠呢？科學家又是怎么知道的呢？今天咱們來一探究竟!

在這漫天的繁星中，有幾顆是太陽系中的行星，例如金星和火星。它們到地球的距離，科學家是怎么知道的呢？有一個方法簡單粗暴，就是對著它們“大喊一聲”（畫面：你過來啊！）想象一下，你想知道對面山峰的距離，最直接的方法就是對著它大喊一聲，然后測量聽到回聲的時間。聲音的速度已知，距離就能算出來。科學家就是用這個原理，只不過他們把“喊聲”換成了無線電波或激光，把“回聲時間”測量得無比精確。

雷達測距法

舉個例子，如果想要知道金星的距離，科學家就得先向金星發(fā)射一束強大的無線電波脈沖，然后用巨型射電望遠鏡接收從行星表面反射回來的微弱信號，就像是傾聽回聲一樣，記錄下信號往返的精確時間（通常幾分到幾十分鐘），乘以光速（無線電波以光速傳播），再除以2，就得到了能精確到“米”級的金星距離。這就是雷達測距法。

激光測距法

此外，人們已經(jīng)在月球表面放置了多個角反射鏡陣列。這玩意就像自行車尾燈的反光板。如果我們朝著它發(fā)射一束激光脈沖，激光就會被反射原路返回。通過測量激光束往返的時間（約2.5秒），就能驚人的厘米級精度的地月距離。這就是激光測距法。

開普勒第三定律

此外，只要我們知道了某顆行星的公轉周期，就能根據(jù)開普勒第三定律:行星公轉周期的平方，與它軌道半長軸的立方成正比，就能立刻算出它到太陽的平均距離，繼而也就知道它離我們有多遠了。舉個例子，木星的公轉周期約為11.86年，那么木星到太陽的平均距離就是a = 3√(11.862)≈5.2AU，即大約7.8億公里。如此一來，我們再結合木星在軌道上的具體位置，就能知道它在某個時刻與我們的具體距離了。

除了太陽系中的這幾顆行星，夜空中更多的是恒星。很顯然，前面提到的那些測量辦法都是行不通的。那我們又如何知道它們的距離呢？

看到這里，請豎起你的大拇指，放在眼前。先閉上右眼，用左眼看它，記住拇指前方對準的景物（比如窗框）。然后，閉上左眼，睜開右眼再看。你會發(fā)現(xiàn)，拇指的位置好像移動了！背景越遠，這種移動越不明顯。這個“移動”，在光學上叫做視差。你的兩只眼睛之間的距離（約6-7厘米），就是測量的基線。基線越長，能測量的距離就越遠。因此，這種“三角視差法”就可以測量恒星的距離。

怎么聽著有些難以置信呢？難道我們豎起大拇指朝著天上的星星眨眼就能知道它們的距離了嗎？我們來看看科學家是如何“眨眼睛”的？此時，我們得需要兩只更大的“眼睛”：地球在繞太陽公轉軌道上的兩個位置——比如一月和七月，相隔約3億公里！用這雙超級“眼睛”去觀測一顆較近的恒星，就會發(fā)現(xiàn)它相對于極其遙遠的星空背景，在半年內(nèi)發(fā)生了微小的位置擺動。

三角視差法

這個擺動的角度，就是“視差角”。利用簡單的三角函數(shù)，距離 = 基線長度 / 視差角。當科學家測得一顆星的視差角是“1角秒”（1度的3600分之一），它的距離就被定義為一個秒差距（約3.26光年）。這就是宇宙距離的基本單位之一。舉個例子：最近升起的天狼星的視差角約為2.64角秒，那么它到地球的距離為2.64秒差距，也就是大約8.6光年。

但是視差法也是有極限的，不能測量宇宙中所有天體的距離。這是因為距離越遠，視差角呈倒數(shù)減小。也就是說，距離增加10倍，視差角就會減小到原來的1/10。歐洲的“蓋亞”空間望遠鏡能達到的精度約1000秒差距（約3260光年）應該算得上是目前三角視差法能達到的極限精度了。一顆距離地球1000秒差距的恒星，它的視差角只有0.001角秒。這是什么概念呢？這相當于從北京看上海的一枚硬幣的厚度，或者從地球看月球上一個蘋果的大小。測量這樣的角度，對儀器是終極挑戰(zhàn)。因此，那些過于遙遠（3260光年）以外的恒星，就很難用三角視差法來測量距離了。

蓋亞空間望遠鏡

可是，現(xiàn)在我們知道銀河系的直徑就有10萬光年以上，區(qū)區(qū)1000秒差距的距離只是銀河系直徑的一小部分而已。那些更加遙遠的天體距離又該怎么測量呢？辦法總比困難多。于是，科學家又想到了另一種辦法。

如果你觀察一下晚上路邊的路燈就會發(fā)現(xiàn)一個很有趣的問題，雖然你知道這些路燈的亮度都是相同的，例如都是100瓦的，但是遠處的路燈看起來就會更暗一些。這是因為光的亮度會隨著距離平方衰減——距離翻倍，亮度會減弱到四分之一。于是，我們就可以通過路燈的亮度變化來推算出某個路燈離我們有多遠。

科學家發(fā)現(xiàn)，宇宙中有一些天體本身真實的亮度是已知或可推算的。只要我們能認出它，再測量它看起來有多暗（視亮度），就能反推出它的距離。它們被稱為天文學中的“標準燭光”。這里咱們介紹兩種這樣的天體：造父變星和Ⅰa型超新星。

標準燭光

造父變星是一種特殊的恒星。它們會像心跳一樣規(guī)律性地脈動、明暗變化。上世紀初，天文學家亨利埃塔·萊維特發(fā)現(xiàn)了一個黃金定律：造父變星的脈動周期越長，其平均的真實亮度就越亮（周光關系）。我們只要在遙遠星系里找到這樣一顆“心跳恒星”，測出它的心跳周期（比如5天一亮暗或10天一亮暗），就能立刻知道它的“真實瓦數(shù)”。再看它在我們眼中有多暗，距離就一目了然。

美國天文學家埃德溫·哈勃正是利用仙女座星系中的造父變星，計算出了仙女星系距離我們大約254萬光年。

此外，宇宙中最耀眼的事件——Ia型超新星也可以用作“標準燭光”。它是一顆白矮星（恒星殘骸）吸積伴星物質，達到一個極其精確的臨界質量時引發(fā)的徹底爆炸。這個臨界質量被稱為“錢德拉塞卡極限”，約為1.44倍太陽質量。

Ia型超新星

由于觸發(fā)機制相同，這類超新星爆炸的最大亮度幾乎總是相同的，好比宇宙中當量完全一致的“標準原子彈”。它的亮度在巔峰時，足以與整個星系媲美，因此在極遠處也能被看到。通過觀察其亮度曲線，天文學家就能精確校準它的真實亮度，從而計算出它與我們的距離，也知道了它所在星系的距離。通過它我們可以測量出那些距離地球數(shù)十億甚至上百億光年的天體。因而，Ia型超新星成為了探測宇宙深處的終極量天尺。

1998年，科學家通過比較近處和極遠處的Ia型超新星震驚地發(fā)現(xiàn)，宇宙膨脹不僅沒有減速，反而在加速！這直接指向了神秘莫測的暗能量。

看來，要想知道一顆星星離我們有多遠，其實根本不用“摸得著”，只需要“看得見”就可以了。其實那每一縷到達你眼睛的星光，都是一份穿越了浩瀚時空的密碼。它們包含了恒星的眾多參數(shù)信息。除了距離，你知道星光還會告訴我們哪些恒星的信息呢？評論區(qū)一起聊一聊吧！