宇宙那么大，他们如何精准测量星系间的距离？

发布时间：2023-12-09 07:27:22 所属栏目：外闻来源：DaWei

导读： 在人类探知的宇宙中，离地球最远的行星是目前已知的冥王星(Pluto)，而人类最想要研究的行星是火星，距离地球第二近，第一近的是金星。

冥王星是太阳系中离我们最遥远的行星之一。它的平均

在人类探知的宇宙中，离地球最远的行星是目前已知的冥王星(Pluto)，而人类最想要研究的行星是火星，距离地球第二近，第一近的是金星。

冥王星是太阳系中离我们最遥远的行星之一。它的平均距离约为39.5个天文单位（AU）。一个天文单位等于地球和太阳之间的平均距离，约为1.5亿公里。因此，冥王星的平均距离约为59亿公里。

我们再来看看火星，地球和火星之间的距离是不断变化的，一般来说，在两颗行星之间的最短距离称为“近地点距离”，这种情况每隔约26个月就会发生一次。

在这种情况下，地球和火星之间的距离最短，可以达到约5400万公里。这个距离远远小于它们之间的平均距离，平均距离约为2.78亿公里。由于近地点距离的变化，地球和火星之间的距离在不同的时间有很大的差异。

地球和火星之间的近地点距离已经启发了许多太空探测任务。在这些任务中，科学家利用较短的距离和比较低的速度来发射探测器，这样可以更快地到达目标行星，并减少任务的时间和成本。

你有没有想过一个问题，如果说地球和火星的距离，是人类探测过才知道的，那么我们又是如何知道地球跟冥王星的距离的呢？

视差法测距
视差法是宇宙测距的一种基本方法，它是通过观察同一颗天体在不同时间由于地球绕日公转带来的视线角度变化来计算其距离的。该方法常用于测量银河系内恒星、星团和星云等天体的距离。

视差角度的大小与天体距离成反比关系，即距离越远，视差角度越小。因此，利用视差测量天体距离时需要找到一个基准距离。对于银河系内部的天体，太阳通常被选择为基准点，称为太阳距离单位（AU）。1 AU定义为地球到太阳的平均距离，约为1.496×10^8 km。当一个天体的视差角度为1角秒时，它与地球的距离为1 AU。

视差法测量天体距离的精度取决于视差角度的大小和测量误差的大小。对于银河系内的近邻恒星，其视差角度通常在几毫角秒至几十毫角秒之间，相应的距离精度可达1-10%。而对于更远的天体，视差角度非常小，需要更高精度的观测和数据处理技术才能进行测量。

视差法测距的实际例子有很多，在天文学领域得到了广泛应用。例如，哈勃太空望远镜通过测量超新星SN 1987A的视差角度，确定了它与地球的距离约为168,000光年，这一结果与其他方法得到的距离值基本一致。此外，视差法还被用于测量银河系中心的超大质量黑洞距离以及银河系与周围星系的距离等。

造父变星法
造父变星法是宇宙测距的一种重要方法，它是通过观测恒星的亮度变化来计算其距离的。该方法常用于测量银河系周围星系和星系团等远离地球的天体的距离。

造父变星是指恒星在其表面层产生对流运动时所引起的非周期性的亮度变化。这种亮度变化与造父变星的质量、半径、温度、化学成分等相关，因此可以作为造父变星的“指纹”进行分类和识别。其中，Cepheid变星是最常见的造父变星之一，它具有较大的绝对亮度和周期性的光度变化。

造父变星法的原理可以用关系式来说明：

M = αlogP + β
其中，M是绝对亮度，P是周期，α和β是常数。该关系式由天文学家埃德温·哈勃在1912年提出，是Cepheid变星法的基础。

在实际操作中，测量一个Cepheid变星的视星等和周期，就可以根据上述经验关系式计算出其绝对亮度。同时，通过观测该Cepheid变星在天球上的位置和速度，可以得到它相对于地球的运动状态。将所得绝对亮度与视星等进行比较，就可以计算出该Cepheid变星与地球的距离。进而，利用该Cepheid变星作为参考点，测量其他天体的视星等，就可以通过类似的方法计算它们的距离。

造父变星法测量天体距离的精度取决于经验关系式的精度和测量误差的大小。随着观测技术和数据处理能力的不断提高，Cepheid变星法的精度已经达到了约5%的水平，成为宇宙学研究中最重要的距离测量手段之一。

造父变星法的实际例子有很多，在天文学领域得到了广泛应用。例如，哈勃太空望远镜通过测量Cepheid变星在螺旋星系NGC 4603中的亮度和周期，确定了该星系的距离约为1080万光年，这一结果与其他方法得到的距离值基本一致。此外，造父变星法还被用于测量星系团的距离、宇宙膨胀率等重要参数。

红移法
红移法是宇宙学中最为重要的距离测量手段之一，它是通过分析天体发出的光谱来确定其红移量，再结合相关理论模型计算出天体与地球之间的距离。

红移是由于光源与地球间的相对运动导致光线波长增大、频率降低的现象。在宇宙学中，远离我们的天体较远，其光线在传输过程中会受到红移的影响，其红移量与距离成正比关系。因此，通过测量天体的红移量，就可以得知其距离。

红移大小可用一个称为z值的无量纲参数来表示，其定义为：

z = (λ_obs - λ_em)/λ_em
其中，λ_obs和λ_em分别代表所观测到的光的波长和该波长在恒星或星系内部产生的波长。由于红移导致观测到的波长增大，因此z值通常是正数。对于远处天体的红移，z值可能达到几个甚至几十个百分点。

为了使用红移法测量天体距离，需要先测量它们的红移量。现代天文学家采用不同的方法来测量红移量，其中最常用的是光谱测量法。这种方法可以通过分光镜在天体发出的光线中进行分析,通过光照检测可以得出各元素中发光或吸收线的位置和强度。通过对比这些线在实验室中的参考位置，就可以确定天体的红移量。

除了光谱测量法外，还有一些其他方式可以测量红移量，包括通过测量光度与颜色和时序变化等方法。无论采用何种方法，红移法都是一种相对简单、精度较高的宇宙测距手段。

红移法已经成为宇宙学中最重要的距离测量手段之一，并被广泛应用于测量天体距离、宇宙膨胀率等参数。

通过观测银河系内Cepheid变星和RR Lyrae变星的光度和周期，结合其红移量和天球位置信息，可以估算出银河系与地球的距离。

随着大量精确的红移测量数据的积累，科学家们对哈勃常数的测量也越来越准确。例如，根据欧洲空间局（ESA）行星研究小组2021年发布的数据，利用红移法和其他方法相结合，得到了哈勃常数为67.27±0.65 km/s/Mpc的结果，这与此前得到的结果相比更加精确。

虽然人类目前无法到达更远的星系，但是通过对星系距离的测量，可以帮助我们更好地理解宇宙的结构和演化历史，深入探究宇宙的本质和规律。

（编辑：昌吉站长网）

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