對(duì)渺小的人類來說，夜空中的天體都是遙不可及的。然而，古往今來無數(shù)的天文學(xué)家卻以無比的智慧和毅力，試圖憑借點(diǎn)點(diǎn)閃爍不定的星光去測(cè)量天體間的距離。
測(cè)量宇宙的距離好像爬樓梯一樣，從近距離到遠(yuǎn)距離一層一層地往上爬。而測(cè)量的距離的方法也好像接力賽跑者一樣，各扮演著不同的角色，合力完成測(cè)量宇宙距離的任務(wù)。依照天體距離的不同，天文學(xué)家測(cè)量的方法依次為：視差法、比較亮度法和譜線紅移法。
視差法
要測(cè)量鄰近天體的距離，我們可采用“視差法”。視差法是一種比較容易理解的距離測(cè)量技術(shù)。你可以自己來體驗(yàn)一下：舉起你的一個(gè)手指放在鼻子前幾厘米處，睜著左眼閉起右眼觀察手指在背景中的位置，然后閉上左眼睜開右眼，你會(huì)發(fā)現(xiàn)手指在你面前移動(dòng)了一段距離。實(shí)際上并不是手指移動(dòng)了，而是因?yàn)橛^察的角度改變了的緣故。這種視運(yùn)動(dòng)就叫做視差?！斑@同測(cè)量恒星的距離有什么關(guān)系?”不要著急，現(xiàn)在把你的同一個(gè)手指放在你面前30厘米處，重復(fù)剛才的實(shí)驗(yàn)，你將發(fā)現(xiàn)由于視差而產(chǎn)生的手指位移大大減少了。也就是說，當(dāng)被觀測(cè)物體(手指)與觀測(cè)者的距離增加時(shí)，由視差產(chǎn)生的位移也成比例地減少。當(dāng)我們要測(cè)量恒星的距離時(shí)，首先要計(jì)算出一條基線的長(zhǎng)度(在上面的實(shí)驗(yàn)中，你雙眼的距離就是作為基線的)，這條基線必須足夠長(zhǎng)，因?yàn)楹阈堑木嚯x太遠(yuǎn)了。如果我們選擇地球一月份的空間位置作為始點(diǎn)，選擇地球七月份時(shí)的空間位置作為終點(diǎn)，兩點(diǎn)的距離作為基線才“足夠大”。在一月份和七月份分別觀察被測(cè)恒星相對(duì)于鄰近背景天體的位—置，就得到了恒星的視差值，通常是一個(gè)很小的角度。利用基線的長(zhǎng)度和這個(gè)角度，根據(jù)三角關(guān)系就可以計(jì)算恒星的距離。
古希臘天文學(xué)家在2000多年前已提出“視差法”的基本原理，并藉此測(cè)定地球的半徑。16世紀(jì)丹麥天文學(xué)家第谷則利用“視差法”證明彗星比月球離地球更遠(yuǎn)。1838年，德國(guó)天文學(xué)家貝塞爾測(cè)定出天鵝座61號(hào)星的距離，差不多同時(shí)，英國(guó)的亨德森測(cè)量出半人馬座中的亮星南門二的視差，俄國(guó)的斯特魯維測(cè)量出天琴座中的亮星織女星的視差。
但視差法只適用于距離我們幾百光年以內(nèi)的恒星。對(duì)于150光年遠(yuǎn)的恒星來說，視差移動(dòng)已經(jīng)因太小而難以測(cè)定；對(duì)于600光年遠(yuǎn)的恒星，它們的視差會(huì)不可避免地為觀測(cè)時(shí)的誤差所掩蓋。更遙遠(yuǎn)的恒星就必須依賴別的方法了。
比較亮度法
今天，已經(jīng)有上百萬顆恒星的距離被測(cè)定并記錄下來，但其中絕大多數(shù)恒星的距離不是用視差法測(cè)出的，而是用比較亮度法。
事實(shí)上，每顆恒星有它本身的亮度，這個(gè)亮度是恒星真實(shí)的發(fā)光能力。但我們從地球上看到的不是恒星的真實(shí)亮度，而是視亮度。打個(gè)比喻，房間里的燈泡，有它真實(shí)的發(fā)光能力，即燈泡的瓦數(shù)，但是在一個(gè)大房間里，距離燈泡近的地方明亮，遠(yuǎn)的地方昏暗，這就是視亮度的不同。很顯然，一顆星星的視亮度既與它的真實(shí)亮度有關(guān)，也與它同觀測(cè)者的距離有關(guān)。因此，在距離、視亮度和真實(shí)亮度之間，知道了其中的兩個(gè)，就可以求出第三個(gè)的數(shù)值。如果我們知道了恒星的視亮度和真實(shí)亮度，就能夠計(jì)算它的距離了。
一顆星的視亮度比較容易測(cè)定，我們?nèi)搜劭吹降木褪且暳炼?，用測(cè)光儀器就可以得到亮度的數(shù)據(jù)。測(cè)定星星真實(shí)的亮度就很麻煩了。我們不可能立刻動(dòng)身去恒星邊上，拿出測(cè)光儀器開始測(cè)量。幸好我們已經(jīng)知道，恒星發(fā)出光的顏色與它的溫度之間有直接的聯(lián)系。例如藍(lán)色比橙色的溫度高，橙色又比紅色的溫度高。天文學(xué)家一般通過恒星的顏色來確定它的表面溫度，結(jié)合恒星的視亮度就可以得到它的真實(shí)亮度。這樣，即使是很遠(yuǎn)的恒星也可以測(cè)量它們的距離了。一般來說，一顆星星的視亮度同它的真實(shí)亮度的比值越小，說明恒星離地球越遠(yuǎn)。
超出10萬光年之外，一般星星的光度就顯得太小而不為我們所見，天文學(xué)家又找到了造父變星作為標(biāo)準(zhǔn)。造父變星是怎么回事呢?雖然大多數(shù)恒星遵循太陽的生命軌跡，但恒星生命中的變數(shù)是很多的。1784年，年僅20歲的英國(guó)聾啞天文學(xué)家古德里克在研究仙王座恒星時(shí)，發(fā)現(xiàn)其中的一顆——造父一的亮度會(huì)有規(guī)律地起伏變化。古德里克觀察到造父一的光度周期(即從最暗變到最亮又回到最暗所需要的時(shí)間)是5．37天。此后的天文學(xué)家在宇宙不同角落陸續(xù)找到其它類似的變星，統(tǒng)稱為“造父變星”。造父變星的光變周期與它們的真實(shí)亮度有聯(lián)系：光變周期越長(zhǎng)，亮度就越大。由于知道了視亮度和真實(shí)亮度，就可以計(jì)算恒星的距離，因此光變周期成為了計(jì)算變星距離的理想手段。因?yàn)檫@顆變星就在某個(gè)星系或星團(tuán)里，所以天文學(xué)家也就知道了那個(gè)星系或星團(tuán)的距離了。由于造父變星的光度都很大，它們好像是宇宙中特殊的指路燈塔，以它的變化著的光芒為信號(hào)，向我們指示燈塔的距離。
譜線紅移法
20世紀(jì)20年代，美國(guó)天文學(xué)家埃德溫·哈勃在加利福尼亞州的威爾遜山用當(dāng)時(shí)世界上最大的反射式望遠(yuǎn)鏡研究銀河系外星系，他分析了這些星系的光譜，發(fā)現(xiàn)各種譜線的波長(zhǎng)都移向紅色一端。這種現(xiàn)象叫做紅移，說明那些星系正在向遠(yuǎn)處飛離。光是電磁波，當(dāng)光源遠(yuǎn)離觀測(cè)者時(shí)，接受到的光波頻率比其固有頻率低，即向紅端偏移，這種現(xiàn)象稱為“紅移”；當(dāng)光源接近觀測(cè)者時(shí)，接受頻率增高，相當(dāng)于向藍(lán)端偏移，稱為“藍(lán)移”。
由于宇宙在不斷膨脹，星系距我們?cè)竭h(yuǎn)，紅移就越大。換而言之，越遠(yuǎn)的星系，其飛離我們的速度也越快。哈勃據(jù)此提出了“哈勃定律”，確定了計(jì)算行星運(yùn)行速度的天文學(xué)計(jì)量單位——“哈勃常數(shù)”。基于哈勃的理論，天文學(xué)家可以通過測(cè)量遙遠(yuǎn)天體光譜中的紅移程度去計(jì)算它的飛離速度，繼而計(jì)算出它的距離。原則上，這個(gè)方法可測(cè)量極遙遠(yuǎn)天體的距離，然而，由于天體飛離速度跟距離間的關(guān)系是建立于宇宙膨脹理論中的一些假設(shè)，因此測(cè)量出來的結(jié)果一般都不太準(zhǔn)確。
近年來，天文學(xué)家找到一種新的宇宙燈塔，可讓我們更準(zhǔn)確地測(cè)量遠(yuǎn)至數(shù)10億光年外的天體距離。在研究Ia型超新星時(shí)，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)它們不單在光度變化上非常相似，而且在最光亮?xí)r的亮度也極為一致。由于超新星是恒星垂死前的一次極猛烈爆炸，剎那間閃耀的光芒甚至蓋過整個(gè)星系中上千億顆恒星，因此遠(yuǎn)至數(shù)十億光年外也能清楚測(cè)量得到。利用太空望遠(yuǎn)鏡和其它先進(jìn)的觀測(cè)儀器，天文學(xué)家努力地在宇宙空間中搜索出現(xiàn)Ia型超新星的星系，只要測(cè)出這些超新星的最大亮度，便可更準(zhǔn)確地推算出星系跟地球間的距離。1998年，一群美國(guó)天文學(xué)家便是透過觀測(cè)Ia型超新星來推算出一些極遙遠(yuǎn)星系的距離，再對(duì)照這些星系光譜中的紅移程度，給我們的宇宙膨脹理論提供了全新的資料。
