近日，利用開普勒望遠鏡數(shù)據(jù)，天文學家又發(fā)現(xiàn)一顆與地球個頭相仿的行星K2-229b。這顆行星距離地球2.6億光年，即24萬億公里。以人們的日常經(jīng)驗來說，這是非常遙遠的距離。而相對于半徑137億光年的可觀測宇宙，行星K2-229b可以算得上是地球的近鄰。宇宙這么大，天文學家是如何測量天體的距離的呢?

　　20世紀初雷達發(fā)明以后，通過發(fā)射無線電脈沖，然后接收其遇到物體后反射的回波，可以準確測量目標天體的距離。雷達測距法已成為測量太陽系內(nèi)某些天體距離的基本方法之一。但是，當距離增大到一定水平時，電磁波就會很弱，無法有效返回。對于更遠的天體，天文學家有更多、更奇妙的測距方法。

　　在天空畫一個大三角

　　在浩瀚無垠的宇宙中，我們所在的太陽系實在太渺小了。天文學家希望知道更遙遠空間中的其它恒星乃至更遙遠的星系離我們到底有多遠。

　　“19世紀的天文學家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)，有些恒星相對于天空中的其它更加遙遠的天體，其位置在不同季節(jié)是變化的。以太陽和地球的距離作為基準線，測量部分恒星的位置變化，利用三角測量法，就可以獲得這些恒星的距離。”中國科學院國家天文臺副研究員張?zhí)烀雀嬖V科技日報記者。

　　這種測量法也被稱為“三角視差法”，它是一種利用不同視點對同一物體的視差來測定距離的方法。1838年德國天文學家弗里德里希·威廉·貝塞爾第一次成功地用這種方法測定天鵝座61號星的距離。對同一個物體，分別在兩個點上進行觀測，兩條視線與兩個點之間的連線可以形成一個等腰三角形，根據(jù)這個三角形頂角的大小，就可以知道這個三角形的高，也就是物體距觀察者的距離。

　　為了更好地理解這種距離測量技術，我們可以做一個簡單的實驗。伸出你的一根手指放在雙眼正前方，用物體遮蓋住左眼用右眼觀察手指在你面前的位置，然后再遮蓋住右眼用左眼觀察，你會發(fā)現(xiàn)手指在你面前移動了一段距離。這種視運動就叫做視差。實際上手指并沒有移動，而是觀察角度不同的緣故。在這個實驗中，雙眼的距離充當著等腰三角形的底邊。

　　清華大學物理系教授王曉鋒介紹，當我們要測量恒星的距離時，可以選擇1月份地球在公轉軌道中的位置作為始點，7月份地球在公轉軌道中的位置作為終點，這兩點連成的線段作為“底邊”;然后在1月和7月分別觀察被測恒星相對于鄰近背景天體的位置，就可以得到恒星的視差值，這樣就可以利用“底邊”的長度和視差值計算出恒星的距離。

　　但是，當恒星的距離超過一定數(shù)量時，視差角會變得太小，不能準確測量，視差測距的方法不再有效。

　　恒星的真實亮度是多少

　　當天體距離更為遙遠時，天文學家使用一種被稱為光譜視差的方法來測量距離。在天文學上恒星的亮度一般用星等來表示，直接測量到的天體亮度被稱為視星等，而把天體置于10秒差距的距離處所得到的視星等稱為絕對星等，它反映天體的真實發(fā)光本領。“如果我們觀測到了恒星的光譜，可以知道一些類型恒星的絕對亮度(絕對星等)，就可以利用光譜視差法來獲得這些恒星的距離。這個方法的測距準確度比前面的恒星三角測量法低，但把可以測量的范圍大大擴大。”張?zhí)烀日f道。

　　可以用燈泡來解釋恒星的絕對星等與視星等的關系。燈泡的絕對亮度相當于絕對星等，但是在一個大房間里，距離燈泡近的地方明亮，遠的地方昏暗，這就是視亮度。很顯然，如果知道了恒星的絕對星等和視星等，就能夠計算出它的距離。

　　恒星的視星等比較容易測定，用測光儀器就可以得到亮度的數(shù)據(jù)。恒星的絕對星等的測量可以借助赫羅圖來測定。赫羅圖表示恒星的發(fā)光度與其光譜型的關系。圖上的每一點代表一個已知發(fā)光度和光譜型的恒星。恒星的表面溫度基本上決定了光譜中哪些譜線更明顯，通過仔細分析恒星的光譜，天文學家可以得出其光譜型及對應的恒星分類，由此可根據(jù)赫羅圖得出恒星的發(fā)光度，也就是絕對星等。這樣一來，距離就測量出來了。但如果天體與我們的距離較遠，比如超出銀河系的范圍，這種方法不再適用和精確。

　　    光變周期也是線索

　　銀河系只是宇宙中數(shù)千億個星系中的一個。離我們最近的鄰居星系之一，如仙女座星系的距離，就無法通過光譜視差法知道。

　　1784年，英國天文學家古德里克在研究仙王座恒星時，發(fā)現(xiàn)恒星造父一的亮度會有規(guī)律地變化。他觀察到造父一的光度周期是5.37天。張?zhí)烀缺硎?，后來通過研究銀河系中的恒星，天文家發(fā)現(xiàn)有一類恒星和造父一相似，光度會周期性變化。它們的光變周期與其絕對亮度有很好的相關性：光變周期越長，絕對亮度越大。天文學家將類似的變星稱為造父變星，并利用它們光度變化周期與光度的關系(周光關系)來測量它們的距離。

　　“隨著望遠鏡技術的發(fā)展，以哈勃空間望遠鏡為首的設備，可以觀測到一些距離我們比較近的星系中的此類變星的亮度變化周期。利用周光關系，就可以計算這些變星的絕對亮度，并進一步比較準確地獲得這些恒星所在星系與我們的距離。”張?zhí)烀日f道。

　　如果把視線往更遠處延伸，我們已經(jīng)很難看到恒星所發(fā)出來的微弱光芒。天文學家找到了比恒星亮數(shù)十億倍的天體：超新星。其中比較特殊的一類，即Ia型超新星由于特殊的爆發(fā)機制，具有大致相同的亮度，只是因為距離不同而看起來明暗不一。天文學家把它們作為標準燭光，測量更加遙遠的距離。

　　  哈勃定律來幫忙

　　天文學上最常用的測距方法，是測量天體發(fā)出譜線的紅移。

　　生活中，我們會發(fā)現(xiàn)當火車向我們駛來時，火車的汽笛聲會越來越尖;當火車離我們而去時，聽到的聲音越來越低沉。這是物理學上的多普勒效應。

　　當光源相對我們運動時，也會發(fā)生類似的現(xiàn)象。當光源離開觀察點時，觀察點所接收到的波源發(fā)出的波的波長會變長，也即紅移;當光源接近觀察點時，觀察點所接收到的波源發(fā)出的波的波長會變短，也即藍移。紅移或藍移的量，與光源相對我們的速度有關。20世紀20年代，美國天文學家埃德溫·哈勃研究了銀河系外星系的光譜，發(fā)現(xiàn)河外星系都存在譜線紅移，并且星系距離和紅移量成正比。這說明，所有星系都在遠離我們而去。而根據(jù)哈勃定律，能從譜線的紅移量，推算出這些天體與我們的距離。

　　這種方法后來被廣泛用于測量天體距離。而且原則上，可測量極遙遠天體的距離，是天體物理中極其重要的“量天尺”。