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趣味性和科学性俱佳的天文入门读物
星星离我们有多远
作者 卞一林
演播 米安
精彩继续
耐人寻味的弘姨
当火车即使经过车站的时候
站台上的人会觉得火车的汽笛声发生了变化
当火车奔向我们而来的时候
汽笛声便越来越尖
当火车离我们远去的时候
汽笛的音调又逐渐降低
一八四二年
奥地利物理学家多普勒首先阐明造成这种现象的原因
他指出
当火车趋近我们时
每秒钟到达我们耳朵里的声波个数就比火车静止的时候多
因为这些声波除了从静止声源出发的时候按正常的速度传播之外
另外还附加了火车行驶的速度
而当火车离去的时候
每秒钟传到我们耳中的声波数目要比火车静止的时候少一些
因为这些声波传来的速度变慢了
它等于声源静止时的声速减去列车的速度
总之
汽笛声的音调变化
乃是由于声源的运动使每秒钟撞击我们耳膜的声波数目发生了变化
这种现象就称为多普勒效应
多普勒列出了声源和观察者之间的相对运动速度同音调的数学关系式
过了两 三年
在荷兰有人做了一个奇特的实验
证实这个数学关系式确凿无误
实验过程是这样的
一个火车头拉着一节平板货车以不同的速度来回跑了两天
平板车上的号手们吹奏着各种音调
一些对绝对音高有良好判断力的乐师站在地上记下列车前来以及离去的时候的音高
结果与按照多普勒的数学公式计算出来的结果正相符合
光也是一种波
电磁波
多普勒效应不仅适用于声波
而且同样适用于光波
一个高速运动的光源发出的光到达我们的眼睛时
波长和频率也发生了变化
也就是说
它的颜色会有所改变
多普勒本人就曾指出
恒星的颜色必定会按照它接近或者远离我们的速度不同而发生不同程度的变化
这种看法原则上是无可非议的
可是实际上却不尽然
因为恒星运动的速度要比光速小得多
所以由恒星运动造成的光波波长变化是微乎其微的
它们根本不会导致恒星的颜色发生任何可察觉的变化
一八四八年
法国物理学家斐佐指出
观测光波的多普勒效应最好的办法乃是测量光谱线位置的微小移动
当恒星趋近我们的时候
有如火车向我们驶来
这时星光的光调也会升高
也就是光波的频率增高
波长变短
于是光谱线往光谱中的子端移动
反之
当恒星远去的时候
光调降低
频率低了
波长就变长
光谱线便向光谱的红端移动
天文学家们通过测定光谱线红移或紫移的程度
便能计算出恒星在观测者的视线方向上趋近或离去的速度
这就是所谓的视向速度
一八六八年
英国天文学家哈金斯首先测到天狼星正以四十六点五千米每秒的速度远离我们而去
如今我们知道
天狼星其实是以八千米每秒的速度朝向我们而来
所以哈金斯测的并不准
然而
这毕竟是人类历史上的第一次尝试
因此哈金斯的工作在天文学史上仍然占有光荣的一席
哈金斯是用照相方法研究天体光谱的一位先驱者
他根据对光谱线的研究
查明存在于地球上的一些元素同样也存在于恒星上
于是
亚里士多德认为天体由地球上不存在的某种特殊物质组成的观念便宣告终结了
到了一八七五年
哈金斯已设计出一种拍摄光谱的方法
随着曝光时间的加长
来自恒星或者其他暗弱天体的光可以累积起来
过去因为太暗弱致使肉眼无法看见的暗淡光谱就能被显影出来
利用照相术还有一个重要的优点
那就是可以将光谱永久的记录下来
待有空的时候可以再进行测量
一九零零到一九零五年
老年的哈金斯担任了英国皇家学会的主席
视向速度可以根据光谱线的位移来确定
而与恒星的距离无关
因此在天文学中极其重要
哪怕是宇宙中最遥远的天体
只要能够获得它们的光谱
就能测出它们的视向速度
与此相反的是
只有对于离我们较近的恒星
才能测出其垂直于视线方向的字形
一八九零年
美国天文学家基勒测出了大角星正以六千米每秒的速度朝我们靠拢
这个数字说明当时的测量水平已经很高
如今我们知道了
大角星正以五千米每秒的视像速度向着我们而来
利用多普勒效应
也可以研究星系的运动
一九一二年
美国天文学家斯莱福发现仙女座大星云m三十一正以大约两百千米每秒的速度向我们奔驰而来
需要知道
当时尚未弄清楚它是一个河外天体呢
可是两年以后
当他测出十五个星云的视像速度之后
发现其中竟有十三个都在以几百千米每秒的速度远离我们而去
在他们的光谱中
光谱线都有红移
为什么这么多的星系都要逃离我们呢
在当时
这确实是一个令人费解的问题
对星系事像速度的研究在继续进行着
通常人们用字母一系来代表一个天体的红移量
或者干脆就简称为红移
它可以这样来计算
如果将光谱中处于正常位置的某一光谱线的波长记为量打零
由于存在视像速度而使该光谱线移动到波长为量打的位置上
则波长位移的径大小为两者之差
也就是量打减去量打零
同移量EC与它们的关系如下
EC是等于量打减去量打零再除以量打零
另一方面
红移EC又和摄像速度VT成正比
写成公式就是EZ等于VT除以c
其中c是光速
为三十万千米每秒
一九二九年
哈勃研究了已经用前面各种方法来确定了距离的二十四个星系的红移
结果发现
距离越远的星系红移越大
而且距离和红移之间有着良好的正比关系
这便是著名的哈勃定律
哈勃定律既可以用图的形式来表示
也可以写成如下的简单公式
一
c等于h乘以r除以c
也就是VT等于CEZ等于h乘以r
其中c是光速
r是星系的距离
EZ是星系的红移
VT是星系的视像速度
h是一个比例常量
称为哈勃常量
哈勃常量要根据大量天文观测来推算它的具体数值
很不容易定准
例如一九七四年到一九七六年
美国天文学家桑德奇等人曾用多种不同的方法推算得到h等于五十五千米每秒每百万秒差距
他的意思就是说
河外星系的距离每增加一百万秒差距
他推离我们的视像速度便增加五十五千米每秒
桑德奇是二十世纪很有影响的一位天文学家
他一九五三年在加州理工学院取得了博士学位
导师是著名的天文学家巴德
同时
桑德奇又是哈勃的一名研究生助理
一九五三年哈勃逝世之后
桑德奇成为哈勃研究计划的继承人
成就卓著
二零零九年五月
美国国家航空航天局发布新得出的哈勃常量值h等于七十四点二千米每秒每百万秒差距
其不确定度在百分之五以内
二零一三年三月
欧洲空间局又宣布最新推算得到的结果
h等于六十七点八零千米每秒每百万秒差距
误差范围为正负零点七七千米每秒每百万秒差距
有了哈勃定律
我们就可以通过拍摄河外星系的光谱
测量出它的光谱线的宏移亮
进而利用上面的公式来求获它们的距离了
容易明白
我们可以将一个星系团或者星系群里面任意一个成员星系的距离
看作整个星系团或者星系群的距离
这种情况同前面介绍的把星团或者星系里面某一成员星的距离视为整个星系团或者星系的距离是很相似的
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