测量天体的距离最简单的方法,是利用所谓的 「三角视差法」,这种方法是我们测量大地经常采用的一种方法,一个遥远的物体如果我们没法去直接测量它和我们的距离,我们可以采取一些三角的方法,譬如画出一条基线,然后在基线的两端去分别测量物体的位置,这样我们就可以得到这个物体对这条基线所张的角度ρ,只要测量基线的长度B,就可以利用简单的「三角视差法」来得到物体离我们的距离,计算公式为:D=B/sinρ,如果基线越长ρ值就越大,这就意味着越容易精确地测定它,那么能够测定的物体距离就越远,如果把这个方法应用到天文观测上面,就可以测量恒星的距离。
什么是「视差」?
物体对于基线所张的角度叫做「视差」,它实际上反映了一个天体对于基线所张的角度,或者说在基线的两端观察一个天体在背景上的位置的变化。
举例说明:
伸出手臂竖起你的手指,分别闭上你的左眼和右眼,这时候你会看到你的手指在背景上是处于不同位置的,然后把你的手臂
往胸前弯曲,分别再闭上你的左眼和右眼,你会看到你的手指指在背景上的位置是不一样的,这是由于基线的长度与物体相对的距离之间发生了变化。
基线越长能够测量的恒星就越远,在地球上能够使用最长的基线就是地球的直径,所以可以在地球的两端分别去观测同一个天体,看它们在天空中位置的变化,然后去测量「周日视差」,也就是天体对于地球直径所张的角度。
但是以地球直径作为基线来测量恒星距离还是显得太短了,因此要使用更长的基线,更长的基线指的是地球绕着太阳作公转的半径,这时候得到的视差称为「周年视差」,在周年视差里面视差角的大小是由恒星相对于日地距离所张的角度,测量了日地的距离再得到视差的大小,就可以得到天体到底离我们有多远。
「周年视差」这个原理是非常简单的,但是在观测上有很多的困难
由于地球的公转,所以在不同的时间去观察同一个天体在背景上的位置变化,理论上可以得到视差的大小,在相隔半年的时间里面所对应的值就是「周年视差」。但是「周年视差」并不是真正意义上的「周年视差」,因为它还包含了其他的成分影响,譬如恒星的自转,因为恒星在空间里面并不是不动的,还包括「光行差 」和「岁差 」,光形差是由于地球和太阳的运动造成的,岁差是由于天球的坐标系变化而引起的,所以实际测量视差是一件相当困难的事情。
图解:「光行差 」示意图
尽管测量视差是一件很难的事情,天文学家还是精确地测量了近距离恒星的视差值大小,然后得到它们的距离,为了表征天体的距离,天文学家发明了一种单位叫做「秒差距」,英文简写为「PC」,有时候也用光年作为单位,秒差距——恒星的距离通常以秒差距或光年作为单位。
用「秒差距」作为单位的原因有两个:
1.因为天体的距离太遥远了,如果用地球上常用的千米、米甚至厘米来表示这个值就显得太大了。
2.在测量的时候从视差转化为距离会变得很不方便,所以用秒差距的形式就可以很容易地解决问题。
1秒差距 ≈206265天文单位,1秒秒差距 ≈3.086* 10^18厘米,1秒秒差距≈3.26光年
离地球最近的恒星叫做「Proxima Centauri」就是半人马座的,它的视差值达到了0.76″,对应的距离是1.3个秒差距,半人马座实际上是三星系统,「Proxima Centauri· 比邻星」是其中最小的一颗。其次,离地球比较近的恒星叫做「Barnard·巴纳德」,它的视差值只有0.55″,对应的距离是1.8个秒差距。
图解:离地球最近的32颗恒星分布图
测量近距离恒星视差所面临的困难
更遥远天体的视差更小也就更加难以测量,因为地面上的望远镜角分辨率受到了地球大气扰动的影响,所以望远镜分辨率最多也只能达到0.01″,这就意味着能够测量最远的距离大约在几十到几百个秒差距,这个数值只是银河系里面很小的一个部分,如果想要去测量更加遥远的天体,就必须提高望远镜的角分辨率。
利用空间卫星来测量视差就变得更为重要了,1989发射了「伊巴谷」卫星,2013年发射了「盖亚」卫星,它们的角分辨率分别达到了0.001″和0.00001″,所以它们能够测量的恒星距离就大大地提升了,即使是这样也只能够针对太阳周围的恒星进行精确的测量。
测量更加遥远的天体还需要借助于其他的方法来实现,这时就要用「宇宙距离阶梯」这个方法,利用以近及远的特点采取不同天体距离测定的办法:
太阳系的天体:利用「雷达测距法」。
临近恒星:利用「视差法」,通过视差法测量恒星的距离、研究它们的性质、发现它们所具有的一些特征进行统计,然后把这些特征应用到更加遥远的天体上面去。
更加遥远的天体:利用「赫罗图」、「造父变星」的方法测量那些相对遥远的天体,通过对一些具有很高光度的天体把「Ia型超新星」作为「标准烛光」,就可以测量出更加遥远的天体距离,宇宙大尺度结构以及宇宙尺度上的距离就要利用「哈勃定律」,所以对于遥远天体距离的测定实际上是建立在对于近距离天体的物理性质研究基础上才能够做到的。
图解:宇宙距离阶梯测量距离
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