科学家怎么知道光线是从多少光年外的星体上发出的?

科学家怎么知道光线是从多少光年外的星体上发出的?

看了网上一些帖子和评论,有这种想法的网友很多,他们根本不相信那些遥远的星光来自几十几百甚至几十亿上百亿光年以外,认为科学家们也是随意瞎猜,糊弄人的。

就像人的头发,有人就故作高深地说你的头发有100238根,不信你就数数看。你说多少就是多少呗,谁数得清啊?即便头发能数清,几十几百亿光年距离有什么法子去丈量呢?谁能证明是真的呢?要知道1光年距离大约有9.46万亿公里,100亿光年就是946万亿亿公里呀。

由此,许多人根本不信这些天体真的有那么远,或者那么精确地知道有多远。其实有这种担忧的人真是多虑了,他们不知道现代天文学经过几百年发展,对天体距离测量已经有了许多成熟的方法。人们把这些方法输入到计算机,并且与各种望远镜结合起来,早就不需要掰着指头计算了。

一旦某个天体被望远镜捕捉到,经过已经建模的程序计算,很快就会得到它的距离、光度、质量乃至元素成分等基本参数了。过去时空通讯也多次大略说过这些方法,今天就再详细说说比较常用的一种方法~光谱红移。

测量远方星系用得较多的方法是光的多普勒效应。

多普勒效应是奥地利科学家克里斯琴·约翰·多普勒在1842年发现并创立的一个理论,叫这个名称就是为了纪念他。这个理论的主要内容是,波源的波长会随着运动方向对应观测者发生改变,向着观测者运动的波源,波会被压缩,波长会变短,频率会变高;反之则会出现相反的效应。

声波就是一个很明显的例子。当一列火车高速向你靠近时,你听到的鸣笛声会更高昂,而离你远去时,听到的笛声就会变得低沉。这就是声波受到压缩变短和受到拉伸变长,频率随之变化的效应。所有的波都有这种特性。

光是由不同波段电磁波组成,分为可见光和不可见光。可见光是由不同波长的七色光组成,波长约在380nm~780nm之间,其中红光波长最长,约在640nm~780nm,蓝光波长最短,约在380nm~430nm之间。当光源向观测者高速靠近时,由于波长被压缩变短,因此光谱会向蓝端移动,简称为蓝移;反之向红端移动,简称为红移。

哈勃定律是测量远方天体距离的标尺。

1929年,美国著名天文学家发现了宇宙的一个重要规律,就是宇宙在膨胀,宇宙中所有远方星系都在离我们而去,而且各向同性(所有方向是一样的),越远的星系离开得越快,离开的速度与距离成正比例线性关系。他这个发现首先得到了爱因斯坦的证实,渐渐成为天文学界的一个共识。

哈勃由此创立了哈勃定律,简单表述为:V=H*D。这里的V表述远方天体的退行速度,单位为km/s;H为哈勃常数,就是百万秒差距位置的星系退行速度,单位km/(s·Mpc);D为目标星系相对地球的距离,单位Mpc。Mpc为百万秒差距单位,1秒差距约等于3.26光年。

哈勃定律公式可变换为:D=V/H,也就是知道了目标天体的离开我们的速度,就可以计算出这个天体与我们的距离。这里面有一个哈勃常数H,是通过科学测量得到的。十多年来,科学家们通过各种方法和设备仪器,测得的哈勃常数在67.8~82.4之间,我们取一个中间值,约为75.1。也就是说在距离我们326万光年的位置,那里的星系离开我们的速度为每秒75.1km。

红移量是确定远方天体距离的准星。

可见光通过棱镜色散,就可以得到分为不同波长颜色的彩色图案,这个彩色图案就叫光谱图。任何天体发出的光都会有自己的光谱图。因为恒星的气体会吸收某些波长的光,而每一种元素都会产生特定的吸收线,天文学家们通过研究某个天体光谱图中的吸收线,就可以得到这个天体是由哪些元素组成的。

天文学家们将发现的天体光谱图中吸收线的位置,与实验室静止光源下同元素吸收线位置相比较,就能够得到这个天体的红移或者蓝移量,而红移和蓝移量的大小是与速度成正比的,蓝移量越大,光源向我们奔来的速度越大;红移量越大,则光源离我们远去的速度越大。

计算红移和蓝移量的公式为:红移量Z=(λ’-λ)/λ,其中λ’是红移光源的波长,λ为实验室光源的波长;蓝移量Z’=(λ”+λ)/λ,其中λ”是蓝移光源的波长,λ为实验室光源的波长。得到了红移量后,就可以计算出新发现天体离开我们的速度,公式为:V=ZC,这里V为远方星系退行的速度,Z为红移量,C为光速。

有了红移量这个准星,就能够计算出天体与我们的距离。

知道了某个新发现天体离开我们的速度,就可以根据哈勃定律计算出它与我们的距离了。比如我们得到这个新发现天体的红移量为0.08,代入公式V=ZC,可以得出它的退行速度为V=0.8*300000=24000km/s;再代入哈勃定律公式D=V/H,就得到了这个新发现天体与我们距离为:D=240000/75.1≈319.6Mpc,换算成光年约为10.42亿光年。

由此就知道了这个新发现天体距离我们约有10.42亿光年,这个天体的光就是经历了10.42亿年的漫长时间奔波才来到我们的眼前,我们看到的这个天体也就还是10.42亿年前的样子。由于它一直在非常快的离开我们,而且会越远越快,现在这个天体早就到了更远的地方了,现在是什么样子,就要再过现在它距离我们光年的相等年数后,我们才能看到。

这里提示三点:其一,这种宇宙空间大尺度的测量,并不是非常精确,有一定误差,这种误差都是以光年来计算的;其二,宇宙膨胀是大尺度膨胀,因此用红移量确定天体距离够远才准确,至少要距离我们326万光年以上的天体,才能采用哈勃常数计算。而距离我们较近的天体,由于引力相互作用,还有不断靠近的趋势,哈勃常数无效;其三,采用哈勃定律计算距离的光谱红移主要是视向多普勒红移,但天体红移量还会受到横向红移、引力红移、多重星系反常红移等的干扰。

由于这些不确定因素,在利用红移量测定遥远天体距离时,要充分考虑相对论效应,同时还需要与其他测量方法相互印证,才能得到更精确的数据。

天体距离的测量还有很多方法。

几百年来,科学界已经总结出了很多天体距离测量方法,比较常见的有三角视差法、造父变星法、la超新星法等。

三角视差法:这是最古老的测量方法,这是运用几何原理,把要观测的天体与已知的附近天体,如地球和太阳,连成一个虚拟的三角形,以已知的一个边长和一个角度,就可以求出另外两个边长的长度啦。这种测量一般用在比较近距离的天体才精确,距离太远的天体夹角太小,很难精确测量。

造父变星法:宇宙中存在着一些高光度周期性光变的变星,它们的光变周期很有规律,具有周期性光变关系。这种关系是越亮的变星光变周期越长,反之就越短,亮度相等的变星具有相同光变曲线。这样科学家们不管这颗变星距离多远,只要通过其光变周期,就能知道其亮度了。

科学家们通过用其它方法测量出近距离变星的准确距离,再根据变星亮度对比就能够知道遥远位置同等变星的距离了,进一步就得到变星所在星系以及附近天体的距离。因此造父变星又被称为量天尺。

la超新星法:这种方法和造父变星法差不多,只不过是利用超新星来测量距离。超新星有很多种,其中有一种叫做la型超新星,是白矮星经过吸积到达太阳质量的1.44倍时,也就是到达钱德拉塞卡极限,就会发生大爆发,之后坍缩成一颗中子星。

因为这种超新星爆发时的质量几乎一样,所发出的能量也就一样,因此亮度也是一样的。同等亮度的天体,具有越近越亮,越远越暗的线性关系,这样只要测得的这颗超新星的视星等,就知道它距离我们多远了,从而也知道了它所在星系和附近天体的距离。

因此,人们把la超新星称为“标准烛光”,它就像点燃在黑暗宇宙中的一支支亮度相等的蜡烛,人们根据感受到的亮度计算出其距离。还有许多种方法测量天体距离,现代对比较近的天体采用激光测距、雷达波测距等等,这里就不一一解释了。

如果喜欢我的文章,请关注支持。感谢阅读,欢迎讨论。

时空通讯原创版权,侵权抄袭是不道德的行为,敬请理解合作。

每当发现新的天体或者天文事件时,天文学家总会告诉我们这个天体离地球有多少光年。既然光速是已知最快的速度,那么,天文学家如何在短时间内知道天体离地球有多少千光年,多少百万光年,甚至多少亿光年呢?

对于遥远的太阳系外天体,我们不可能向那些天体发射光,比如无线电波,然后等待光反射回来,再通过时间差来算出天体的距离。因为光速是有限的,天体离地球又非常遥远,我们在时间上等不起。而且人类也无法发出功率非常高的光,我们不可能测到被反射回来的极其微弱的光。

事实上,由于天体能够发出光,当这些光跨越星际空间来到地球上时,我们通过接收这些光就能测出天体的距离,不管它们离地球有多远。

对于距离地球几百光年的恒星,可以通过三角视差法来测量。想象一下,伸出一只手到眼睛的正前方,并且竖起一根手指头,然后分别单独用左眼和右眼来观测手指头。可以看到,两只眼睛看到的手指头方位是不一样的,手指头相对于背景发生了移动,这就是视差。

同样的道理,当地球分别处于太阳两侧时,我们时隔半年来观测同一颗恒星,就会发现它相对于背景星空的位置发生了变化。只要测出视差角,再根据日地距离和三角函数,就能算出恒星与地球的距离。

另外,对于处在主序星阶段的恒星,可以根据光谱分析来确定它们的距离。宇宙中还有特殊的造父变星,它们的光度变化具有周期性,并且能够与距离相联系上。通过造父变星这种“量天尺”,甚至还能够测出河外星系的距离,当年仙女座星系就是这样被哈勃首次确定为河外星系。

对于那些数亿光年外的星系,需要通过非常特殊的Ia型超新星来测量距离。而那些远在数十亿甚至上百亿光年之外的星系,只有通过哈勃红移法才能测出来。因为宇宙空间在均匀膨胀,通过星系光谱的红移值可以确定它们的退行速度,再由哈勃定律可以算出距离。

通过哈勃红移法,天文学家确定了最远星系GN-z11的距离可达134亿光年,这意味着我们现在接收到的光是这个星系在134亿年前发出的。因为光在1年的时间里传播1光年的距离,所以只要知道距离,就能知道光是什么时候发出的。

不过,对于遥远的星系,由于空间膨胀导致它们的退行速度非常快,有些甚至超过光速,它们现在早就不在当年发出光的位置。例如,GN-z11星系经过134亿年的退行,目前已经运动到了320亿光年之外。

这个问题很有意思。

天体距离的测量方法有很多。

当距离很近的时候,比如月球和地球之间,我们可以用电磁波的形式,发射个电磁波过去,然后等着回收,我们知道电磁波的速度为光速,时间又知道了,地月间的距离也就出来了。

但当测量更远的天体,电磁波虽然是光速,也显得慢了,这时候,就要变化思路,使用三角视差法。如下图:

当地球分别在太阳的两端,我们要观测的恒星跟地球会形成的一个夹角,角度为P。我们已经知道了太阳和我们的距离,三角形只到了一个边长,一个对角角度,求另外两个边的长度这么简单的数学题,就不用再说了吧。

三角视差法反对于较近距离的天体观测是非常好用的。但是当着天体离得我们太远,这个方法就不能用了。

这个时候聪明的科学家们找到了另一个方法:造父变星测距法。

所谓变星,就是宇宙中明暗变化非常有规律的恒星,它们是地球人的量天尺。

为什么这么说呢?

它们的星等(亮度)和光变周期(亮度变化周期)之间有一种确定的关系——周光关系,即光度越大,光变周期越长。

船尾座RS,一颗典型的造父变星。哈佛大学的女天文学家勒维特最早发现了这类特殊变星的光变周期与真实亮度之间的关系。

不扯听不懂的,简单来说,这就像两盏灯,一盏离你100米,亮度是1,另一盏灯你不知道它有多远,但是你知道它的亮度是0.5,好了,这时候你就可以断定,第二盏灯是在离自己200米的地方。(这只是一种简单的比喻,如上,变星不都是一样的)

变星,是人类在宇宙中寻找到的指路灯塔。

如果再远一点,远到我们都看不到恒星了,这时候造父变星也没用了,怎么办呢?

科学家们还有办法,那就是光的红移。

有个哈勃效应,说的是:宇宙在膨胀,所以,离我们越远的天体,远离我们的速度就越快。

而光的红移是指,天体离开我们的速度越快,那么来自它的光的频率就会越低,大白话理解,就是离得越快,它的光越红。

宇宙谱线红移观测。

当科学家们知道来自它的光到底红了多少,然后代入公式(哈勃常数),就能得出距离了。

不得不说,科学家们都是人类之光,实在脑袋瓜子太聪明了!

好玩又有趣的科普知识,欢迎关注本姑娘!

科学家是使用射电望远镜来观察和计算的.

这种射电望远镜天线看起来就是一个巨大的“碗”.天线用金属制成.一般说,天线的直径愈大,接收的射电波愈多,分辨率也愈大.人眼能够看得清,分得开的两上物点的角距大约是1角分(1度等于60角分),如果两个物点靠得很近,它们的角距小于1角分,就分辨不出来,只看成是一个物点.因此1角分就是人眼的分辨率.如果用光学望远镜去看物体,分辨率就会大得多;望远镜的口径越大,分辨本领越高.若用120折反射望远镜去观测,分辨角约为1角秒(1角分等于60角秒),比人眼分辨率高60倍.射电望远镜的天线可以转动,以便指向天空任一方向,并能进行跟踪.目前世界上最大的全可动抛物面天线射电望远镜的天线直径已达100米.它的可动部分重3200吨.100米直径天线的分辨率约为33角秒,相当于从125米外看一枚2分硬币.

那科学家是如何通过射电望远镜计算光年的呢?

那些星体距离地球几光年,所以我们看见的就是它们几年前的样子.关于测量星体和地球的距离,目前比较普遍的是三角视差法.三角视差法是把被测的那个天体置于一个特大三角形的顶点,地球和太阳是这个三角形的另外二个顶点,那个天体与地球和太阳的连线会形成一个夹角,通过测量地球到那个天体的视角,就可以求出那个天体和地球的距离.夹角的单位是角秒,距离的单位是秒差距,角秒数和秒差距数互为倒数.1秒差距=3.26光年.其他方法还有分光视差法、星团视差法、统计视差法、造父视差法和力学视差法等.

科学家们在观测宇宙中的星系或者天体时,其中有一个参数非常重要,那就是与地球的距离,通常都用多少光年来表示。光年,即是光线在真空中行进一年所走过的距离,但是对于遥远的恒星来说,虽然我们通过大型的天文望远镜,可以接收到它们所发出的电磁波,但是我们不能确定电磁波是在哪个时间段发出来的,所以也就不能简单地利用光线的传播速度乘以所经历的时间来计算。那么,科学家们是如何确定这些天体和我们地球之间的距离呢?

距离很近天体的测量方法

主要应用的有两种,第一种非常“简单粗暴”,利用发射电磁波的方式,然后再接收反射的电磁波,测量中间的时间差。比如,我们在测量月球和地球的距离时,应用的就是发射激光的方法。在月球的某些区域,之前人类在探月过程中,在其表面安装了若干反射器,当脉冲激光被反射器反射回来时,人们利用计时器将发射和接收的时间记录下来,然后就可以计算月地距离了。

第二种方法是三角视差法。这是一种比较古老的方法,主要原理就是利用“视差”原理,以相对较远的一个天体为背景,然后观察距离较近的天体,在地球观测位置变动的情况下,那么被观测的天体相对于较远的天体,就会呈现一定的空间位置偏移,当然反过来也同样适用。比如我们可以确定太阳和地球作为两个基准点,将待测的天体作为第三个点,那么这三个点就会形成一个三角形。

当地球分别运行到公转轨道的相对两侧时,所观测的目标天体与地球之间的连线会形成一个顶角,那么根据地球到太阳之间的已知距离,然后再加上这个顶角,就可以计算出目标天体与地球的距离。这个方法仅适用于观测太阳系内的天体或者距离太阳较近的恒星,因为目标天体的距离如果太大的话,这个顶角值会非常小,误差会相当大。

测量距离很远天体最常用的方法

在天文观测中,经常会遇到目标天体距离地球非常遥远的情况,这个时候普遍应用的是光谱红移测量法。在19世纪中叶,奥地利科学家多普勒发现并建立了一个理论,那就是多普勒效应,讲的是一个物体向外辐射的波长,会随着光源与观测者间的相对运动而产生变化。向着观测者方向行进的波,波会被压缩,从而波长会变短,频率会增加;相反,当波背向观测者行进,那么波会被拉长,波长变长,频率升高。这种规律适用于各种类型的波,当然包括光这种电磁波。

光作为一种复合型的电磁波,是由不同频率(波长)的电磁波共同构成的,频率由大到小依次为伽马射线、X射线、紫外线、可见光、红外线、无线电波,而能够被人们直接观测到的可见光部分,波长范围为400至760nm之间,是红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七种色光的组合体。根据多普勒效应,当可见光向着观测者行进时,波长被压缩变短,接收到的光谱就会向着蓝(紫)端移动,这种现象叫做蓝移;相反地,如果可见光背向观测者行进,那么光谱就会向红端移动,被称为红移。

上世纪20年代末,美国天文学家哈勃在进行河外星系观测时,发现了一种“奇怪”的现象,即目标星系都在远离地球,而且距离越远,相对于地球的退行速度越快,于是他得出了宇宙正在膨胀的结论,而且在大量观测的基础上,确立了退行速度与目标星系和地球间距离成正比的规律,这个比值被定义为哈勃常数。2013年,科学家们利用普朗克卫星,进一步修正了哈勃常数值,最终的结果是67.8±0.77(km/s)/Mpc,其中Mpc的意思是百万秒差距,也就是326万光年,这个数值代表的是距离地球326万光年的目标天体,其相对于地球的退行速度为67.8±0.77米每秒。

如果科学家监测到了目标天体发出光线中特征光谱吸收线的位置,同时在实验室环境中也测定出静止光源下同一元素的光谱吸收线位置,将这两个位置进行对比,就可以计算出红移量(波长减小的比率),那么应用相应的公式,就能够计算出目标天体相对于地球的退行速度,然后再应用哈勃定律,就能比较容易计算出目标天体与地球的距离了。

值得一提的是,应用多普勒效应和哈勃定律来计算天体距离,也有一定的适用范围,毕竟它依赖的是宇宙膨胀所带来的红移现象,当目标天体与地球的距离在326万光年之外,这个红移量才能够比较容易地得出来,相应计算结果也较精确。而当小于这个距离时,由于天体之间的引力作用,在一定程度上会抵消宇宙膨胀所带来的影响,计算结果就不能准确反应真实的空间距离了。

另外还有几种辅助的测量方法

第一种是造父变星法。宇宙中存在着一种光度呈现周期性变化的脉动变星,它的亮度会随着时间的推移呈现出周期性的变化,而且光变周期与它本身的亮度成正比,因此可以用来测量不同天体之间的距离。

主要的原理就是,我们首先通过其它方法测量出一颗较近天体与地球的距离,继而得出在这种距离之下天体的光变周期与平均光度之间的关系(周光关系曲线),那么如果其它待观测的造父变星的光变周期,与这颗已知距离的造父变星相同,那么它们本身的光度也就相同,按照上面的周光关系曲线,科学家们就可以比照得出待测天体与地球的距离了。然后,就可以估算出造父变星所在星团、星系以及附近天体与地球的距离。

还有一种常用的方法是La型超新星法。类似于前面的造父变星法,只不过比照的“模板”变成了La型超新星。中等质量的恒星在生命末期会演化为白矮星,当白矮星依靠引力吸收外界物质(比如伴星等),使其质量达到1.44倍太阳质量后,就会发生超新星爆发,继而坍缩为中子星,这种现象叫做La型超新星爆发。

由于La型超新星爆发时质量基本差不多,所以爆发时的亮度也基本一致,我们如果应用其它方法,已知了某些La型超新星与地球的距离和视星等(相应也就知道了它的绝对星等),那么对于一个未知距离的La型超新星,只要测量出它的视星等,按照视星等和绝对星等之间的关系,我们就可以计算出这个未知星体与地球的距离,继而也能够计算出它所在星系和附近天体与地球的距离。

当然,以上各种测量方法,都有一定的适用范围,也都存在着一定的误差,所以在实际观测中,科学家们往往在条件允许的情况下,应用多种方法同时进行测量和计算,最后得出综合性的判断。

要知道遥远的星光,是从多远射过来的?其实有很多办法。这些办法,在天文学上,充当着不同尺度的“量天尺”。简单来了解下吧!

第一种:古老的三角形视差法。

早在地球航海时代,人们为了绘制地图,就发明了运用三角形特征的远距离测量方法。基本原理如下:一个三角形,如果底边的长度已知,两个底角也已知,就可以计算出目标顶点到底的距离。底边的长度越长,其计算的精度也就越高。因此,我们只要选择一个足够长的已知直线段距离,然后在其两端观测远处的目标,获得两端观测的视角,就能运用三角形的结构法则计算出距离了,这就是古老且有效的三角形视差法。

如果要测算月球到地球的距离,就必须把底换成地球的直径,才能得到比较靠谱的精度。在地球的两端分别用一个望远镜同时观察月亮,分别获取两端的视角后,就能计算出地月距离了。

而要计算恒星到地球的距离,地球的直径显然也就不够用了。这时一般会利用地球公转的直径作为三角形的底边。一般夏天用望远镜观察一下目标恒星获得视角,当地球转到太阳另一边,也就是冬天时,再测一次目标恒星的视角,这样就可以计算目标恒星到地球的距离。

第二种:标准烛光法。

对于更远的距离,天文学家想到,可以一个已知距离恒星的光亮为标准,然后对比其他天体与之的明暗关系,来估算其距离。

这当然首先要进行大量的观察,然后再运用统计学就能获得光亮与距离之间的对应关系。而天文学上,有两套描述星光亮度的系统。

一套叫做视星等。

天文学家把夜空中比较亮的织女星(距离地球约25光年)作为参考标准,把它的亮度定义视星等为零。所有视星等为负数的星星都比织女星亮,而视星等为正数的星星则比织女星暗,而且每一等之间的亮度大约差2.5倍。

比如,一颗视星等为–1.0的星星的亮度是织女星亮度的2.5倍,而对一颗视星等为+2.0的星星来说,织女星的亮度是它的6.25倍(也就是2.5×2.5)。

这样根据不同星星的视星等,我们是否就能估算出它们与我们的距离了呢?还不能,因为有些星星只是反射光,有些是自己发光,而且不同的恒星光源的强度也不同。

于是,天文学家又提出了一套系统,叫“绝对星等”。

这个方法就是假设把一颗恒星放到32.6光年的地方,然后测量它的视星等,绝对星等描述的是恒星真实的亮度,每一等级之间亮度差距当然与视星等一样。

比如,天狼星的视星等是-1.47,但绝对星等是1.42,也就是说天狼星看上去亮是因为离我们近。而猎户座参宿七视星等是0.12,绝对星等却是-7.84,所以它是一颗距离我们很远且超亮的恒星。

既然知道了星星们的发光强度,又知道了光亮随着距离的递减程度,当然就能计算出星星与我们的距离,但这个办法也仅仅对银河系内的星星有效。

第三种:宇宙红移

如果更远,要测量星系与星系之间的距离,天文学家们也有办法。

这个办法最早由哈勃发现。首先,我们知道星系都会发射几种固定的光谱,这些光谱就像是星系的“指纹”。

远离我们的星系,它们的光谱线就会红移(光的波长被拉长),哈勃当时认为这是多普勒效应,但现在我们知道,这不是多普勒效应而是宇宙膨胀导致的。所以说,哈勃也算“歪打正着”地的提出了著名的哈勃定律:星系推行速度与距离成正比,其比值就是哈勃常数。

欧洲航天局于2013年3月21日宣布,根据普朗克卫星的测量结果得出新的哈勃常数值为67.80±0.77(km/s)/Mpc(Mpc表示百万秒差距,大约为300万光年),即在每增加300万光年的距离上(或每过300万年),星系远离地球的速度增大67.80±0.77千米每秒。

所以只要知道遥远星系的红移程度,我们就能估算出它们与我们之间的大致距离。

总结

原来我们只能测量方寸之间,现在我们已经开始测量浩瀚的星空。从天文学上“量天尺”的逐步升级就可以看出来,科学是无数代人一点一点积累的产物,是人类创造出来的最无法估量的传承之力。

欢迎关注@想法捕手,探知科学,畅游宇宙汪洋。

我们经常能看到有新闻报道说天文学家又发现了一颗距离地球几十或者几百光年的“超级地球”


不少人对于天文学家口中的精确数字都是有些怀疑的,月球距离我们38万公里,比邻星距离我们4.22光年,仙女座星系距离我们254万光年,这些数字并不是天文学家们信口胡说,而是经过科学测量的。

近距离天体的测距一般用电磁波反射方式来进行,比如我们向月球发射一束电磁波,然后等待它被月球反射回来,这样一来一回我们就获得了月球的精确距离,1969年阿波罗11号的宇航员们还在月球表面放置了激光反射镜,从此地面天文台只需要一束激光就能获得实时地月距离,激光测距还揭示了月球在以每年3.8厘米的速度远离我们。

对于太阳系外恒星的测距显然不能用电磁波法,而需要用到“三角视差”,通俗来说就是利用地球观测目标恒星时的夹角进行距离测量,但这种方法的适用距离也不长。

在我们的宇宙中存在着一批“造父变星”,它们的光变周期和光度是呈现正比例关系的,就好比一支蜡纸距离一米时亮度为1,距离两米时亮度为0.5,那么科学家就能利用亮度来计算出准确的距离。

测量远距离星系的终极办法就是哈勃红移,因为我们的宇宙是一个不断膨胀的宇宙,星系的退行时光谱会越来越红,而我们又知道精确的宇宙空间膨胀的产生的哈勃常数,两相对照下来就获得了目标星系的距离。

科学家怎么知道光线是从多少光年外的星体上发出的?

这个也就是算发光物体距离地球多远对吧。

对于距离地球较近的,比如太阳,就可以利用三角视差的原理来计算日地距离,这个数值在1761年就已经被计算出来了,与当今的误差不超过3%。此方法是利用金星凌日现象,在地球上不同的两个地方同时测量金星凌日的时间,从而利用数学方法计算出距离。

对于那些太阳系以外的,距离地球非常远的,可以利用造父变星来测量距离,造父变星就是测量距离的标准烛光,如果测出来变星的光变周期,那就可以知道变星的绝对星等,进而知道它的视星等,代入公式中就可以知道变星距离我们地球的距离多远了,从而知道变星所在的星系距离我们多远。

造父变星

再远一些的可以通过la型超新星爆发来测定距离,由于这款超新星爆发它的总发光量以及光度变化曲线基本是固定的,所以也是可以作为标准烛光的,然后测量距离的办法就与造父变星相同了。

而对于更遥远的深空天体,天文学家根据光线的红移量来判定距离。

个人浅见,欢迎评论!

图片来自于网络,侵删!

感谢邀请

首先说明一下,这个问题问得不是很严谨,更准确点得说法是,怎么通过这所谓得“一束光”去判断发光源距离我们有多远,毕竟光年是个距离单位。
先说明一下,通过“一束光”是无法单独测量距离的,光是一种电磁波,我们只能通过多普勒效应来判断光源是离我们而去还是向我们奔来,至于距离嘛,还是无法判断!但是,判断距离还是离不开光的,光除了会发生红移或蓝移外,也会发生亮度的变化!

在这里,我们了解一下关于天文测距的一些知识。测量宇宙中任何一个天体与地球的距离,最直接的方法是三角测量法,即视差测定。但这个方法对于宇宙尺度来说太局限了,只能测定400光年以内的距离,再远就实在测不出来了,因为视差实在是太小了。随着天文学的发展,现在的天文学家用的准确度相对很高的一个方法是“造父变星”测距法。造父变星又是什么?

这里,我们应该纪念一下一位身残志坚的英国青年古德里克,虽然他的生命只有22年,而且还是个聋哑人,但上帝给了他一双超强的眼睛,18岁的时候,他仅凭一双肉眼,就测定了被称为魔星的英仙座β星的亮度变化周期为2天20小时49分8秒,确实是火眼金睛啊,不但测量准确得让人惊讶,他还指出这是由一亮一暗两颗恒星组成的双星系统。在他去世前,他还发现了另外两颗著名的变星,仙王座δ(中文名造父一)和天琴座β(浙台二),其中以仙王座δ星为代表的本身光度就在变化的星星我们称之为“造父变星”。到了1908年,美国女天文学家李维特(也是一位聋哑人,敬意献上)通过对造父变星的研究发现,造父变星的亮度与光变周期之间存在着数学关系,也就是说,我们只需测定出一颗造父变星的光变周期,就能通过经验公式求出这颗星的绝对亮度值,然后再根据视亮度与距离的平方成反比的规律,测定出视星等,从而算出距离。

在这里,我们还得需要了解一个概念,绝对星等,我们平时看到的星星明暗不同多半是因为距离我们远近不同而造成的,只能称为视星等,没有多大物理意义,而绝对星等是假定把恒星放在距地球10秒差距(32.6光年)的地方测得的恒星的亮度,它反映天体的真实发光本领。打个比方,拿灯泡比作星星,距离一样的情况下,瓦数相同,亮度也是一样的,所以,如果我们知道一个灯泡的瓦数,那么根据它的明暗就能知道距离我们有多远了,同样,造父变星的特点就是通过变星周期就能知道它的“瓦数”,从而就可以知道这颗造父变星离我们有多远,所以,造父变星就成了天文测距的“量天尺”,对于那些动辄百万光年以外的星系,我们只需要找到星系中的造父变星,测量其光变周期,就能测出离我们的距离,也就了解了那个星系离我们有多远!

所以,“一束光”不足以让我们判断光源的远近,我们得综合得看,毕竟这不是一元一次方程!

科学家怎么知道光线是从多少光年外的星体上发出的?

测距这是一个由来已久的话题,从古代的记里鼓车道现代的激光测距,时代在进步,它的本质并没有变,一个记录轮子滚过的距离,另一个则记录光跨越距离的时间,计算出与目标之间的距离,但有一个问题,如何测出星星的距离?

日地距离测量?

日地距离测量似乎是一件很简单的事情?你想得没错,太阳天天见,我们只要在地球上找两个距离相隔最远、能同时看到太阳地方,然后确定两点间距离,同时测量太阳的视角,根据三角函数即可计算出太阳的距离,事实上这个方法可行,但由于底边太小导致测量出来的角度几近误差,导致整个距离非常不准(大约在公元前一世纪的《周髀算经》就介绍了这个方法)。

近代对于日地距离的测量五花八门,但精度不一而足,最精确的测量方法是1726年哈雷就提出的:不同地点观测金星凌日来测量日地距离的方法。

这里借用火星菌的图说明下(请火星菌原谅),当然这需要精确的观测资料,1769 年5月23日,在欧洲天文学家与在塔希提岛的库克船长合作观测下,得到了精确的观测资料,1771年,法国天文学家拉朗德(Lalande)根据这次精确的观测资料,计算出日地距离约为 1.52~1.54亿千米,跟现代测量的平均距离149597870千米非常接近,误差不到3%。

现代天文测量日地距离则是在东西大距时用雷达测得与金星的准确距离,再通过三角函数计算出日地距离(太阳表面都是等离子体,而且都是全频带干扰,因此无法用雷达测距)。

太阳系行星距离测量

距离不远的行星都可参考现代测距方式,雷达,这个很简单,计算发射与回波距离即可,根据多普勒频移修正一下,基本可以做到非常精确。

距离比较远的外行星,因为有了日地距离的准确数值,那么可以观测行星的公转,再通过据开普勒定律:任意两个天体与太阳距离之比的立方等于公转周期之比的平方,地球的距离已知,地球的公转轨道直径已知,那么天体与太阳的距离也能被计算出来。

太阳系外的恒星距离测量

知道了日地之间的距离,那么可以用它来做很多事情,至少不那么遥远的天体都可以通过这个方式测量出来,其实也很简单,就是计算三角函数,看图便可知:

不过当天体超过300光年后,误差会越来越大,因为这个夹角几近平行,因此更遥远的天体就没法用这个方式了。

主序恒星光谱测量法

这个适合在主序阶段恒星光谱测量,主序星是燃烧氢元素为主阶段的恒星,它的光度与质量以及距离有着严格的对应关系,因此只要测量目标恒星的光谱即可根这个关系得出它的绝对星等,继而计算出它的视星等,根据视星等与绝对星等之间的距离关系也就知道了它的距离。

当然这个测距需要我们对恒星大量研究后得出的赫罗图,也需要绝对星等和视星等之间转换的公式,都是建立在前人栽树的基础上的。

造父变星距离测量与Ia超新星距离测量

造父变星的的光变周期与它的光度成正比,因此可以用来测量恒星或者星系之间的距离。造父变星这个名字的来历是仙王座δ星,1784年时被约翰·古德利克确定是一颗变星,而中文名造父一则成了这一类恒星的名词。当然造父变星类型有很多,应用时也必须适合变星的类型。

船尾座RS是银河系中最亮的造父变星之一,照片由哈勃空间望远镜拍摄。

另外Ia型超新星也是常用距离测量方法,大多Ia型超新星是白白矮星吞噬了伴星的物质超过钱德拉塞卡极限时出现简并核失控核聚变,短时间内释放月10^44J的能量,远超白矮星的引力结合能,因此在爆发后白矮星消失,彻底成为弥漫星云。

它这个爆发时光度非常标准这个特性被用来测距,只要遥远的某个星系Ia型超新星爆发,那么它的距离就确定了

比较值得一提的是1998年,两个团队就通过遥远星系的Ia型超新星爆发,得出了宇宙正在加速膨胀的结论,因为根据现代宇宙膨胀的哈勃常数,感测得到的似乎要比计算值遥远10%-15%,两个团队一起获得了2011年的诺贝尔物理奖。

通过红移值推算遥远星系的距离

这个是建立在准确测得哈勃常数的基础上,比如普朗克卫星测量得到的哈勃常数约为67.15千米/秒/百万秒差距,那么宇宙将在145.6亿光年外超过光速,而从地球到146.5亿光年的位置上膨胀速度都不一样,因此可以根据这些速度产生的红移推算出星系所在的距离,只能大致确定,并不是特别精确,可能误差达上千万光年甚至更多。

距离越远,误差越大,当然现代天文的测量技术也在一天天进步,也许未来会有更精确的测量方法出现。

搞事情!那些不能说的秘密都在这里   关注公众号:百科派  

         

本文来自网络,不代表百科派立场,转载请注明出处:http://www.xinglongcang.com/2105.html

作者: admin

发表评论

您的电子邮箱地址不会被公开。

联系我们

联系我们

0898-88881688

在线咨询: QQ交谈

邮箱: email@wangzhan.com

工作时间:周一至周五,9:00-17:30,节假日休息

关注微信
微信扫一扫关注我们

微信扫一扫关注我们

返回顶部