钱磊：【家长课堂】宇宙的层级（2）

正因为这种方法受到的限制比较多，所以我们常用的是另外一些方法，比如视差法测距。

我们刚才说，同样的东西放到不同的位置，看起来有不同的大小。还有一个现象，比如拿出一根手指，闭上左眼看和闭上右眼看，会发现手指的位置变了。原因在于左眼和右眼所处的位置是不一样的，所以看到的方位也是不一样的。又比如，左边放一个相机，右边也放一个相机，两个相机拍出来的景物因为角度的不同而不同。而且最重要的是，看近处的物体和看远处的物体也有不同。当手指离自己较近时，分别闭上左右眼，看到的位置差别较大。而当手指离自己较远时，这个差别就会变小。实际上这也是我们判断距离的一个方法，叫做视差。

根据视差的大小，可以把距离测出来，这是一个很重要的原理。这个原理也应用于相机的图像处理方面。视差和距离的关系在天文学中非常重要，没有视差这个工具，天文学几乎寸步难行。

我们举一个更具体的例子，在火车里或汽车里朝窗外看，很明显的感觉是近处的景物在飞速往后退，远处的景物却不怎么变。从视差的角度来看，就比较容易理解了。在火车或汽车里时，我们不断变动位置，近处的景物视差大，位置变动也大，远处的景物视差小，位置变动也比较小。这是关于视差的一个直观感受。

月球和太阳看起来一样大的原因在于月球离我们近，太阳离我们远。而在没有激光测距之前，我们是怎么知道这一点的？就是利用视差来测距的。

以前，我们会在金星凌日的时候将地球到太阳的距离间接测出。金星凌日时，会在日面出现一个黑点，这个黑点就是金星。通过在地球的不同方位看金星在日面上的位置，利用视差法，可以得出地球到金星的距离。再利用一些几何关系，就可以得出地球到太阳的距离。现在测量地球到金星的距离已经不需要再等到金星凌日了，我们可以用微波的办法，先发射一个射电波，再通过返回来的时间差就可以得出了。

有了地球到太阳的距离，又知道太阳的角尺度，就可以测出太阳的大小。太阳和我们所知道的其他行星相比要大得多。如果按真实比例画图的话，太阳要占据很大的面积，而地球可能比玻璃珠还要小。所以，太阳是非常大的。如果我们要按比例做一个太阳系模型的话，比如把太阳规定为一个直径几十米的球，按照这个比例布置下来，太阳系最远的天体可能要到900公里以外的地方。

通过比例关系，现在我们知道了太阳系的大小。人类探测器能到达的最远的地方有多远？我们通过取对数，将地球到太阳的距离定义为1个天文单位，这个距离是1.5亿千米。而我们能探测到的最远距离是100个天文单位，即地球和太阳间距离100倍的地方。这个范围甚至没有离开太阳系。所以，我们可能在近几十年的时间里都没有办法直接放一个探测器到其他恒星。

既然不太可能直接测量其他恒星，那么采用视差法测距或者标准尺测距就非常有必要了。毕竟测量距离是天文学研究的基础。

太阳系里面有什么天体呢？除了我们知道的八大行星以外，还有柯伊伯带里面的很多小天体，能形成慧星的慧星体，再往外还有奥尔特云。我们能知道这些，都是基于距离的测量。

三、认识太阳系的周边恒星

太阳系并不是唯一一个有行星的系统。根据现在的研究，我们可以猜测得出，几乎每一颗恒星周围都有行星。有些行星很大，比目前已知的太阳系最大的行星——木星还要大，也有比地球小的行星。其他恒星周围的行星系统，也和太阳系一样，会围绕恒星转，有些轨道和地球的轨道差不多大，也有些行星的轨道非常小，有些行星上可能还会存在液态的水。这也是我们目前研究或者寻找系外行星一个重要的方向。总而言之，行星系统是多种多样的。

我们刚才指出太阳是非常大的，但其实和其他恒星相比，太阳就是一个“小不点”。比如，天狼星、心宿二都要比太阳大。我们怎么知道这些天体有多大呢？除了刚才讲到的利用角尺度测出距离以外，还有其他方法。

这就不得不提到赫罗图。我们在测量了很多恒星以后，结合已知的少数恒星的质量和半径的关系，单位时间发出能量的关系，可以画一张图。横坐标是表面温度，纵坐标可以理解为绝对亮度。在赫罗图上可以清晰地看出很多恒星位于一条带里，这条带叫做主序带。主序带里面的恒星可以根据模型算出大小。主序带里的恒星大小相近，一些巨大的恒星都是恒星演化到后期的状态，比如，红巨星和红超巨星。

同样，视差法也可以应用于对恒星的距离测量。我们都站在地球上，怎么能在不同的方位观测同一个天体呢？实际上，我们并没有站在同一个地方，因为地球一直绕着太阳转。比如，夏天的时候，我们站在轨道的一边，冬天的时候，我们就在轨道的另一边了。所以，完全可以从不同的方向观测同一颗恒星，再根据视差的大小计算出距离。如果我们看到那颗星的视差角是一个角秒的话，这颗星与我们的距离就定义为一个秒差距。一个秒差距是3.26光年。这是一个比较直观的定义。一个角秒对应的视差距离叫做一个秒差距，从字面上也是很容易理解的。

现在我们知道了主序恒星的亮度信息，只要从一些比较容易测量的恒星入手，将其分好类，就能大概知道绝对亮度的信息。这就衍生出了一个新的测距方法，叫做标准烛光测距法。比如，我有一根蜡烛并已知它的绝对亮度，放到近处的时候，它就会亮一点，放到远处的时候，它就会暗一点。我可以根据这个明暗变化计算出距离。

这里我们总结一下三种测距方法。第一种是标准尺的方法，即把一个标准尺放到不同远近的地方，根据不同的角尺度，计算距离。第二种是视差的方法，视差大距离近，视差小距离远。第三种就是标准烛光的方法，在已知标准亮度的前提下，根据明暗测算距离。结合这些方法，我们可以把太阳周围恒星的距离都测算出来，进而算出其大小。

那么，在更大尺度范围内，太阳系周围有什么呢？还有一些星团、恒星形成区、分子星云，等等。

四、认识银河系

虽然恒星多种多样，但都很明显的集中分布于一条带中。这条带就是银河。弗里德里希·威廉·赫歇尔是第一位通过恒星计数得出银河系中恒星分布为一个扁平圆盘状结构的天文学家。这个结构是从侧面看，银河系是一个扁扁的盘状星系。现在我们能大致构建出银河系的正面模型。虽然我们身处其中，无法直接从正面观察银河系，但从正面看，银河系中有多条旋臂，中间有一个“棒”，所以银河系是棒旋星系。

银河系里有什么呢？旋臂上有很多明亮的部分，这些明亮的小点是星团，或者是一些很明亮的大质量恒星。暗的区域是分子云，或者是分子云里面的尘埃遮挡住了星光。从侧面看，银河系中的一些“暗条”就是尘埃，对应的模型是暗的分子云，但从正面看，这些分子云分布在旋臂里面。

银河系里一些小的结构是星团。比如M13，这是一个球状星团。很多恒星聚在一起形成了一个球状的东西，就叫做球状星团。有的球状星团中的恒星数多达数百万颗。还有一些由年轻恒星组成的星团，比如昴星团，它的宽度大概是13个光年，比太阳系大多了。

更年轻的天体结构是分子云。分子云是恒星诞生的地方。比如金牛座分子云，宽度是20个秒差距，比昴星团还大。金牛座分子云里有一些云核，里面正在形成恒星。

银河系里的恒星数量非常多，大概有千亿颗。这些恒星有不同的质量，不同的大小，也有不同的命运。比如，质量最小的那些恒星可以存在很长时间，寿命比宇宙的年龄都要长，它们会一直保持几乎不变的状态，一直存在。质量稍大的恒星，比如太阳，最终会演化成红巨星或红超巨星。这些红超巨星会演化成行星状星云，并在中间形成白矮星。在8倍太阳质量到25倍太阳质量之间的恒星，最终会演化成比红超巨星还要稍微大一点的超巨星。这种星最终会经历超新星爆发，形成中子星。质量更大的恒星，在超新星爆发后会形成黑洞。不同的演化在银河系里留下了不同的天体，比如，行星状星云、白矮星、超新星遗迹、中子星，以及黑洞。