大家好，我是西昆侖Bruce。

今天我們來聊一聊關于宇宙中的測距方法。

我們知道，地月之間相距38萬公里；地球和太陽之間相距1.496億公里；銀河系半徑5萬光年左右；目前可觀測宇宙半徑大約465億光年、直徑930億光年。

那么很多人就有些好奇，這些距離，科學家們都是如何計算出來的呢？

今天一起來了解一下宇宙中的量天尺。

茫茫宇宙，要測量它的距離，真的不是一件容易的事情。我們現(xiàn)在所掌握的一切辦法，都是以測量地球到恒星的距離，然后進行推導或者用以輔助來完成其他距離推算，原因就是恒星一般來說，都是位置相對固定的，方便作為參照物。

當然了，最初的測量，都是利用激光束或者雷達來進行，已知它們真空中傳播的速度，只要知道反饋回來的時間就可以知道距離。比如測算地月間距等，就可以完美適用。不過這類辦法只能用于短距離，而要測量地球和太陽的距離等等，就比較困難了，所以需要一把更大的尺子。

第一種：三角視差法。

那么如何測算出地球到太陽之間的距離呢？

由于太陽距離較遠，不便于直接測算，所以利用的是金星凌日法。大家都知道地球和金星間隔很近，只有大約4050萬千米左右，所以可以很好地作為中繼測量點，類似于日全食一樣，金星運行到太陽和地球中間的時候，在地球上就可通過測算來知道地球和太陽的距離。

三角視差法，就是人類所掌握的第一把比較可靠的遠距離尺子。

從字面意思應該就能知道，利用人的視角差來進行測距。

上面知道了地球圍繞太陽公轉的半徑之后，那么我們要想知道距離其他恒星的距離，只需要每半年觀測一次該恒星，假設1月和7月觀測，就可以得出一個由1月地球、7月地球和該恒星組成的一個等腰三角形，連接1月和7月、太陽和該恒星，就可以得到兩個直角三角形，通過兩次觀測的仰角，利用三角函數(shù)直接可以求出地球到該恒星的距離。

所以回過頭來看，測量地球到太陽之間的距離，其實本質(zhì)上也是一種視差辦法。

三角視差法測算非常準確，一直以來應用也是十分廣泛，對于300光年之內(nèi)的恒星，都可以運用此法。

不過隨著人類對于宇宙觀測欲望越來越大，望遠鏡也是越來越先進，觀測距離越來越遠，三角視差法逐漸不適用了，人們迫切需要找到一把更長的尺子。

第二種：造父變星。

當年哈勃需要觀測我們銀河系距離附近的仙女座大星系的距離時，運用的，就是一把比三角視差更大的尺子，叫做造父變星。

它的原理就是：由于距離越遠，我們看到的光亮就會越微弱，如果我們知道天體本身的亮度，再結合觀測到的亮度進行對比，亮度差就可以計算出距離。

在宇宙中，大質(zhì)量的恒星，當演化到晚期時，會呈現(xiàn)出不穩(wěn)定的脈動現(xiàn)象，形成脈動變星。

造父變星，指的就是宇宙中有一類高光度周期性脈動變星，也就是其亮度是周期性變化的。最早是1784年由約翰-古德利發(fā)現(xiàn)。

其實在可見光波段，根據(jù)其性質(zhì)造父變星分為好幾類，最初發(fā)現(xiàn)的一顆具有此規(guī)律的稱為造父一，當它的星體膨脹時就顯得亮些，體積縮小時就顯得暗些。造父一的這種亮度變化很有規(guī)律，它的變化周期是5天8小時46分38秒鐘，稱為"光變周期"。在恒星世界里，凡是跟造父一有相同變化的變星，統(tǒng)稱"造父變星"。

科學家們發(fā)現(xiàn)，造父變星的光變周期和光度（所謂光度，指的是發(fā)光強度，和我們熟知的物理量亮度是兩回事。）之間有著密切關系，稱為周光關系。

而這個周光關系具有確定性，因此，在測量星系團等的距離時，只要觀測到其中的造父變星，就可以利用周光關系來確定它們的距離。

造父變星的出現(xiàn)，極大的解決了20世紀人們對于宇宙的觀測難題，我們現(xiàn)在所熟知的北極星，就是一顆造父變星。

1929年哈勃，就是利用了這一工具，才發(fā)現(xiàn)很多遙遠星系都在遠離我們的事實，從而為人類發(fā)現(xiàn)宇宙是加速膨脹的結論提供了證據(jù)。

第三種：標準燭光。

上一期文章講解暗能量的時候我們知道，20世紀的時候，人們一直在探索宇宙加速膨脹的原因，所以不斷在觀測更遠的星系和我們的距離是不是在變大。

因此對于觀測的范圍更大了，對于銀河系周邊的星系團可以利用造父變星來觀測，可是再遠一點的星系，由于距離過遠，通過望遠鏡觀測到的照片來看，連星系都僅僅只是一個亮點，根本無法區(qū)分出造父變星來，于是造父變星也變得無能為力了。

好在于此同時，天文學家們還在觀測恒星的變化。宇宙中恒星數(shù)不勝數(shù)，大部分是類似于太陽這種穩(wěn)定燃燒的普通恒星，最終的結果就是能量耗盡之后變成紅巨星，然后變成白矮星，最后冷卻變成不發(fā)光的黑矮星。

還有一類特殊恒星，它們是成雙成對的出現(xiàn)，一個是紅巨星，一個是白矮星，構成雙星系統(tǒng)。

由于白矮星質(zhì)量較大，而且非常貪婪，它在自己油盡燈枯的時候，開始瘋狂吸收紅巨星的物質(zhì)（主要是氫）來壯大自己，吸收越多質(zhì)量越大，當它的質(zhì)量達到了太陽質(zhì)量的1.44倍時，就會發(fā)生爆炸。

這個爆炸的階段，稱為超新星爆發(fā)；1.44倍太陽質(zhì)量，就是發(fā)生超新星爆發(fā)的臨界點；這類吸食鄰居能量的恒星，被稱為1a型超新星。

我們都知道1.44倍太陽質(zhì)量是一個什么概念，相當于地球質(zhì)量的48萬倍，當它發(fā)生爆炸的時候，極其明亮，基本上可以照亮所在的整個星系，有時候甚至可以持續(xù)好幾個月才衰減。美國航天局就曾經(jīng)發(fā)現(xiàn)一顆距離我們100億光年的1a型超新星爆發(fā)。

由于這遠遠高于造父變星的亮度，因此1a型超新星完全可以作為"標準燭光"來進行宇宙測量。

因為在1.44倍太陽質(zhì)量這個臨界點才爆炸，所以它爆發(fā)的能量、光度、絕對星等全部都是恒定的，因此只要我們能看到1a型超新星爆發(fā)，就能知道它距離我們有多遠。

當然了，由于光的傳播會經(jīng)過氣體云等等，所以亮度會有誤差，需要通過比對光譜中藍光（氣體云和塵埃等主要吸收藍光）等等損失的比例來進行校準。經(jīng)過幾十年的科學努力，現(xiàn)如今的標準燭光測距，已經(jīng)非常準確了。

標準燭光最出名的一次應用，就是上一篇文章講到的，1998年，美國的超新星宇宙學計劃和高紅移超新星搜索隊兩個團隊為了證實宇宙在加速膨脹，幾乎同時進行的宇宙觀測。

通過1a型超新星測距，人們確定了宇宙處于加速膨脹之中，從而推論出暗能量的存在。

以上就是一些比較主流的測距辦法，隨著科技發(fā)展，相信肯定之后還有更厲害的測量尺子出現(xiàn)。

宇宙之于人類來說，無窮無盡，浩渺無邊，上面的這些測距方法，也只是一個工具而已，我們的目的，還是探求宇宙中的未知?？稍绞桥τ^測，得到的結果，越是不可思議。

那么宇宙的真相，到底是什么呢？我們會知道嗎？或者說，我們，有資格知道嗎？