攀爬宇宙的階梯（下）

陳厚尊

實際上，人們夜里能看到的璀璨繁星，到地球的距離基本都不超過1000光年，也就是300秒差距，其中絕大多數(shù)恒星都在“依巴谷”衛(wèi)星的測距范圍內(nèi)。因此，表面看似浩渺無垠的星空，實際上僅僅是銀河系里微不足道的一隅。少數(shù)如天津四那樣肉眼可見又距離遙遠的恒星，都是巨星或者超巨星，它們在恒星世界里所占比例甚少。作為對比，如果把太陽放到60光年外，肉眼就看不見它了。而在“依巴谷”衛(wèi)星的測距極限之上，仍有8級宇宙階梯（108）等待著天文學家去攀登。這意味著，那些距離地球最遙遠的高紅移星系，比“三角視差法”所能測得的最遠恒星還要遠1億倍！打個粗略的比方，如果我們將“可見宇宙”的尺度比作一個天文單位（即地球到太陽的距離），那么，“依巴谷”衛(wèi)星的測距范圍也就相當于一片普通的住宅小區(qū)那么大。相比之下，銀河系的盤面面積都有兩個上海市大小。（試想一下，兩個上海市能容納多少住宅小區(qū)？）而銀河系到仙女座星系（M31）的距離，差不多相當于漠河縣與?？谑械木嚯x。至于更高一級的本星系團，其引力范圍也只比地球略大一點。而且我們已經(jīng)知道，太陽系其實是一片極為空曠的所在，地球運行其間，猶如滄海之一粟。所以讀者不難想象，以大尺度宇宙的角度來看，就連本星系團也不過一粒浮塵。宇宙空間之浩渺，可窺一斑。

在天文學家的“測距武器庫”里，除了前文提到的周年視差法以外，還要首推分光視差法。前面曾提到，在現(xiàn)代天文學中，“距離”與“視差”基本就是一對同義詞。所以，千萬不要望文生義，被字面意思蒙蔽。分光視差法的原理已不再是簡單的幾何學關系，而是恒星的本征亮度與其光譜中某些重金屬吸收線強度的對應關系。實際上，早在1814年，德國物理學家約瑟夫·夫瑯禾費就發(fā)明了分光儀，并且對太陽光進行了分解實驗，獲得了清晰的太陽光譜。類似的分光實驗，牛頓爵士在1666年也曾經(jīng)做過。不過，比起牛頓那塊簡陋的三棱鏡，夫瑯禾費的分光儀要精密得多。這使他第一次觀察到了存在于陽光中的許許多多的“黑暗缺口”，以及一些淡淡的“亮線”（據(jù)說，夫瑯禾費曾在太陽光譜里數(shù)出了574個缺口）。當時，夫瑯禾費并不清楚這些“神秘的缺口”有什么意義，但他注意到，當他加熱金屬鈉時，后者也會發(fā)出一種帶缺口的黃光。盡管夫瑯禾費不能理解這項發(fā)現(xiàn)的意義，不過，本著科學的目的，他依然將觀測結果原原本本地公之于眾。如今我們知道，這些缺口與亮線，其實是太陽內(nèi)部發(fā)出的光線在經(jīng)過溫度較低的太陽大氣時，由其中的元素吸收與釋放所致。借助于更精密的分光儀，我們已經(jīng)在太陽光譜里發(fā)現(xiàn)了至少3萬條譜線，被統(tǒng)稱為夫瑯禾費線（Fraunhofer Line）。后者就像超市商品上的條形碼一樣，蘊

藏著許多關于太陽化學構成的信息。其實，夫瑯禾費的發(fā)現(xiàn)意義之重大，絕不亞于伽利略發(fā)明天文望遠鏡。夫瑯禾費線被發(fā)現(xiàn)60多年后，英國天文學家哈根斯使用更靈敏的分光儀，陸續(xù)采集了諸多恒星的光譜。通過對比研究，哈根斯發(fā)現(xiàn)，太陽與恒星的光譜有許多相似之處，而大行星的光譜則與太陽光譜完全相同。這相當于證明了行星本身并不發(fā)光，只能反射太陽光；而我們的太陽與天上的億萬星辰?jīng)]有本質(zhì)區(qū)別，人類在宇宙中的位置是隨機且平凡無奇的。這簡直比哥白尼的“日心說”還要震撼人心！

20世紀中葉建立起來的恒星演化理論認為，恒星在赫羅圖上的演化軌跡主要由兩個因素決定：一是恒星的質(zhì)量；二是恒星的化學組成。當然，隨著恒星內(nèi)部核聚變的進行，恒星本身的元素成分也在緩慢變化中。于是，分光視差法也就有了相應的理論基礎。目前，人們在實際操作中經(jīng)常用到的重金屬譜線包括SrII線（4078埃）、FeI線（4072埃）等，它們的強度被證明只隨恒星的絕對星等而變。如此一來，只需利用“依巴谷”衛(wèi)星采集的恒星距離數(shù)據(jù)，對鄰近恒星的分光視差進行定標，得出公式系數(shù)，就可以將其應用于任何能觀察到相應重金屬譜線的恒星，測算它們的距離。

分光視差法還有個很有名的變種，稱作威爾遜—巴普法（Wilson Bappu Effect）。這種方法的原理與分光視差法基本相同，區(qū)別是它利用了晚型恒星（即光譜型為G、K、M等溫度較低的恒星）中CaII線的寬度與恒星絕對星等之間的比例關系。因此，無論是分光視差法還是威爾遜—巴普法，都需要對單顆恒星測定出詳細的光譜。這在一定程度上限制了它們的適用范圍。盡管如此，分光視差法的測距極限還是達到了10萬光年左右，基本覆蓋了銀河系的全部恒星，遠遠超過三角視差法。目前，天文學家已經(jīng)測定了好幾萬顆恒星的分光視差。

疏散星團和球狀星團是星系里最常見的兩類恒星聚集單位。對于它們的測距，除了上面提到的分光視差法以外，還可以應用所謂的主星序重疊法。前文曾提到赫羅圖之于恒星物理學的重要性。其實，赫羅圖對于星團測距同樣重要。由于星團自身的大小總是遠小于星團到地球的距離，故可以認為星團中的恒星都處在與地球大致相同的距離上。排除了距離的影響，成員星之間的視亮度之比就是它們的本征亮度之比。因此，以星團中各恒星的光譜型和視星等為坐標，就可以畫

出星團的赫羅圖。把待測星團的赫羅圖，與“依巴谷”衛(wèi)星數(shù)據(jù)庫生成的鄰近恒星的赫羅圖重疊在一起，兩者縱坐標的差值就是視星等與絕對星等之差。據(jù)此，天文學家就可以算出星團到地球的距離。一般而言，星團作為一個整體目標，往往更容易辨識，而且，主星序重疊法只關心成員星的光譜型，不需要光譜細節(jié)（從技術上講，前者比后者更容易獲?。?。所以，主星序重疊法的適用距離更遠，大約是分光視差法的10倍。

比主星序重疊法適用距離更遠的，是變星測距法。根據(jù)可用變星的種類不同，如造父型變星、天琴座RR 型變星、室女座W 型變星等等，變星測距法也好有幾個變種。下面著重介紹利用經(jīng)典造父變星測距的方法。

經(jīng)典造父變星中最典型的例子來自仙王座δ星，中文名造父一。這類變星也由此得名。造父一的光變周期是5天8小時46分38秒，周期非常穩(wěn)定，最亮時視星等3.6等，最暗時4.3等，亮度落差1.9倍。它的光變現(xiàn)象于1784年被英國業(yè)余天文學家約翰·古德里克首次發(fā)現(xiàn)。1894年，又有人發(fā)現(xiàn)造父一的光譜譜線存在周期性位移，這說明造父一在徑向上存在周期性運動，很可能是一

對相互旋繞的雙星運動所致。但很快又有人發(fā)現(xiàn)，造父一的光譜型也有周期性變化，變化周期與譜線的位移周期完全一致，這就排除了雙星運動的可能。1914年，美國天文學家沙普利最終闡明，造父類變星的光變原因并非是雙星的軌道運動，而是星體本身的徑向脈動。經(jīng)典造父變星的脈動周期一般為1天至50天，光變幅度在0.5等至1.5等之間。實際上，小熊座的勾陳一（即北極星）也是造父變星，只是光變幅度很小，不易察覺而已。目前，天文學家已經(jīng)在銀河系里發(fā)現(xiàn)了500多顆經(jīng)典造父變星，在其他30多個鄰近的河外星系里也都觀察到了造父變星的存在。根據(jù)20世紀中葉建立起來的恒星演化理論，赫羅圖上存在著一條被稱為“造父變星帶”的區(qū)域，進入巨星演化階段的中等質(zhì)量恒星會在赫羅圖上多次穿過這一區(qū)域。當恒星經(jīng)過這一區(qū)域時就會產(chǎn)生徑向脈動，成為造父變星；離開該區(qū)域后，恒星又恢復到正常情況。

在天文學界，造父變星有著“量天尺”的美名，這主要是因為它獨特的“周光關系”。20世紀初葉，美國女天文學家勒維特在研究小麥哲倫云的造父變星時發(fā)現(xiàn)，造父變星的光變周期和本征亮度之間存在強烈的正相關，而造父變星的光變周期是很容易測量的物理量。據(jù)此，天文學家就能得到造父變星的本征亮度，進而算出它們的距離。前面曾提到，造父變星是中等質(zhì)量恒星演化到巨星階段時出現(xiàn)的一種徑向脈動現(xiàn)象，所以，造父變星一般都很明亮，在近鄰星系容易被發(fā)

現(xiàn)。1924年，美國天文學家埃德溫·哈勃利用周光關系，首次測定了仙女座星云和三角座星云中幾顆造父變星的距離。哈勃當年的測量值是75萬至150萬光年，遠超當時人們公認的銀河系的范圍，因而第一次確認了河外星系的存在。

值得一提的是，在過去很長一段時間，天文學家對造父變星測距是又愛又恨。雖然周光關系為人們提供了一種簡單有效的測量天體距離的辦法，可是， 周光關系的定標難題（也稱零點難題） 一直使天文學家感到困擾。由于所有的造父變星都在離太陽比較遙遠的地方，天文學家只能通過間接手段推算造父變星的距離。在此基礎上建立起來的周光關系式，自然難以擺脫各式各樣的系統(tǒng)誤差，這種情況直到“依巴谷”衛(wèi)星升空后才得到改觀?！耙腊凸取毙l(wèi)星詳細測定了太陽系附近223顆造父變星的三角視差，天文學家才有了較為精確的周光關系式。

除此之外，造父變星測距法還存在另外一些更加棘手的問題。有研究表明，河外星系里的造父變星的某些特征，與銀河系的造父變星并不完全相同。這或許是因為不同的星系有不同的金屬豐度，而金屬豐度的不同會直接影響造父變星的本征亮度。若猜測屬實，這就意味著不存在一個全宇宙普適的周光關系式。相關問題仍在繼續(xù)研究之中。鑒于造父變星的明亮特征，變星測距法的測量極限通常在1億光年左右，這相當于本超星系團（又稱室女座超星系團）的尺度規(guī)模。

為了測定更遙遠的星系的距離，天文學家必須利用河外星系里其他一些比造父變星更顯眼、同時又不失普遍性的特征。比較常見的有四類：行星狀星云、HII區(qū)、球狀星團，以及中性氫云發(fā)射的21厘米譜線。其中，行星狀星云和球狀星團的測距原理很相似，都是先觀測目標星系中的一批此類天體，并假定它們與地球的距離相同（如前所述，這樣假定是合理的），然后統(tǒng)計出它們關于視星等的分布情況，畫出分布曲線。后者也被稱為光度函數(shù)。最后，將其與銀河系或近鄰星系的光度函數(shù)做對比，即可推算出目標星系的距離。

HII區(qū)是星系里更引人注目的一類特征天體，通常由新生的熱恒星加熱周圍的氫原子，使其電離并發(fā)光而形成。HII區(qū)的尺度可達數(shù)千光年，質(zhì)量相當于10億顆太陽。對于一些距離已知的河外星系，天文學家發(fā)現(xiàn)其HII區(qū)的許多物理特征都與星系的本征亮度有關。利用這種相關性，人們就可以從待測星系的HII區(qū)特征推斷出星系的本征亮度，進而得出它們的距離。

利用21厘米譜線測定星系距離的方法僅適用于旋渦星系。1977年，天文學家突利和費舍爾發(fā)現(xiàn)，旋渦星系的本征光度與中性氫云發(fā)射的21厘米譜線展寬的4次方成正比。這一關系被稱為突利—費舍爾關系（T-F Relation）。利用它，人們就可以測定旋渦星系本身的光度，進而得到它們的距離。實際上，橢圓星系也有一個類似的關系——法博—杰克遜關系，不同的是，它揭示的是橢圓星系的本征光度與恒星速度彌散度之間的冪次關系。借助突利—費舍爾關系、法博—杰克

遜關系與HII區(qū)，星系距離的測定極限通常都能達到3億光年之遙。

對于更遙遠的超星系團，我們可以認為它們的成員星系都位于大致相同的距離上。天文學家發(fā)現(xiàn)，許多星系團的中心往往存在著一類質(zhì)量特別巨大的中心主導星系，天文學家稱之為cD星系，或超巨橢圓星系。cD星系具有基本確定的本征光度，天文學家只需在星系團的中心尋找并辨認出它們，再參考其視星等數(shù)值，就能推斷出星系團的大致距離。當然，如果星系團的某個成員星系突然爆發(fā)了Ia型超新星，天文學家也能借此測算出星系團到地球的距離。因為所有的Ia型超新星的爆發(fā)機制都相同，即白矮星質(zhì)量突破錢德拉塞卡極限時發(fā)生的星體坍塌，所以可以認為Ia型超新星有完全相同的本征亮度。

在更大的宇宙尺度上，就算是最大規(guī)模的橢圓星系，也只是哈勃超深空場里一個微弱的光點。此時，天文學家便會拿起他們的“終極測距武器”：哈勃關系。1929年，美國天文學家埃德溫·哈勃在分析了眾多星系的光譜之后大膽猜測：宇宙中所有的遙遠星系都在遠離我們；距離越遠的星系，遠離的速度越快。這便是赫赫有名的哈勃定律。哈勃定律是廣義相對論的自然推論，也是現(xiàn)代宇宙學的觀測基礎。從理論上講，利用它，天文學家能夠測算出全部“可見宇宙”范圍內(nèi)的星系距離。當然，考慮到四維時空的膨脹效應，關于“距離”本身的定義也會變得復雜和有趣起來，有些理論圖像甚至與人們的日常經(jīng)驗相悖。關于經(jīng)驗與科學的沖突問題，美籍日裔物理學家加來道雄曾發(fā)表過一段頗為深刻的論述，我將其摘錄于此，作為全篇的結束語：

如果我們關于宇宙的尋常觀念都是正確的，那么科學早在數(shù)千年前就已揭開了宇宙的奧秘。科學的目標就是剝?nèi)タ腕w的外表，揭示它們的內(nèi)在本質(zhì)。實際上，如果外表和本質(zhì)是一回事，那么科學也就沒有存在的必要了。