在太空中 我们与其他星系的位置 如何用科学去测量出之间的距离
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当我们没有实际的方式去测量我们如何能说某些东西距离我们10或者50甚至是100光年远呢?
也许因为确实有某种实际的方式去测量?
直到大约300光年(100秒差距)的距离,我们可以以古希腊测量到太阳的距离的方式:平行为原则做相同的测量。这种情况下,我们测量在地球绕着轨道移动时观察的远距离星体的角度变化。地球的轨道提供了非常好的基准线,大约300百万公里(接近2亿英里),这就是为什么去测量这样远的恒星的距离成为可能。
古希腊测量到太阳的距离的方式 来源:gizmodo
超过100秒差距,距离测量就变得间接并且没那么准确。一个常用的方法依赖于标准烛光的概念:一种星星的固有亮度是已知的。这些包括特定的种类的变星,在那里有已知的变化的阶段和星星亮度的关系。但是不要思考这些知识是如何获得的,仅仅知道在给定的距离星体的亮度并且和我们实际看到的亮度比较,我们可以简单地推测这个星体的实际距离。
疏远测量的标准烛光方法 来源:cn.dreamstime
这些标准烛光可以被延升到巨大距离的尺度。例如,已知la型超新星的固有亮度,并且他们有足够的亮度能从数十亿光年之外被看到;这让我们能去估计到那个最遥远的星系的距离,这个星习我们能以合理的精度看到,只要在那个星系里的超新星帮了我们的忙并且爆炸。
一颗Ia超新星SN1998aq在最大光度之后一天的B谱带 来源:维基百科
天基天文台,尤其是盖亚天文台,可以在相当远的距离测量星体的视差;然而,远距离星体的不确定增长,和这些视差测量并不能经常翻译长可靠的距离的估计。
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下面是一系列许多用于测量这么远距离的测量方法
这里有更简洁的从美国宇航局来的许多有趣的附加的信息的列表
让我增加点一些可能更加令人惊讶的事情。我们是如何知道在其他星星上存在什么元素?我使用光谱学。
假设光线从左到右穿过氦气。某个氦原子中的一个电子被一个光子敲击到一个更高的能量。光子的能量电子的高能级和原始能级之间的差别。光子消失时,当它的能量给了电子。光子据说已经被吸收了。光子的能量成为电子增加的能量,并且因此能量守恒。
电子在某个随机的时间点(相当快!)然后跳回到它原来较低的能量。一个光子向任意方向发射。光子的能量等于电子失去的能量当它跳跃到一个较低的能量时,这个能量和入射光子的能量是一样的!
因为新的光子朝任意方向前进,很少很少的光子最后和入射的光子进入的方向一致。所以如果你测量右侧的光线你会发现它会丢失这个能量的光子(因为许多氦原子都会发生这种情况)。根据爱因斯坦的关系式E=hf,能量和频率有关,h是普朗克常量。频率决定了光线的颜色。通过棱镜你可以看到光线的色散。所以不同频率意味着不同颜色。当颜色从红色变成蓝色频率增加。吸收的光子会在光谱中呈现一条黑线,光谱是颜色可以告诉我们光线的频率,反过来也可以告诉我们能量的地方。(频率是多少波,更准确来说,波长,在一秒内通过固定的点。所以频率越高,波长越短。记住:光线有波粒二象性,这个关系由上面的爱因斯坦的关系式给出,E表示粒子性,F表示波动性。)
波粒二象性示意图说明 来源:维基百科
现在,每一个元素都有一系列的独特能量水平。所以每一个都会产生一个独特的暗线图案。(有时候你会得到亮线图案,这个取决于环境)
【更完整地说,光谱从红色延伸到红外线、微波和无线电波,从蓝色延伸到紫色、紫外线、 x 射线和伽马射线。但是这里不涉及颜色,因为我们人类看不见那样的光线(当然除了紫色,但是出于一些原因这里讨论使用的是蓝色)。(在物理学上,所有这些都称为光。他们只在频率上不同以及如何与物质相互作用,这都依靠于频率!)】
模拟的自然光光谱图案 来源:维基百科
现在我们到了最好的部分。我们可以用一个棱镜或衍射光栅把来自恒星的光分散成它的组成部分的颜色。我们看到了什么?暗线!我们可以找寻和图案可以匹配那些我们在研究室测量的元素,并且因此证明星星上现在有什么元素!
这不是很让人惊喜吗?!(O_O)
我们可以做的更多。如果如果恒星或星系远离我们,就会产生多普勒效应,将光延伸到更长的波长,意味着更低的频率,意味着黑线会移动到红色。(这完全是类似于声音的多普勒效应,就像火车经过我们时,钟声的音调下降。)这就是红移!在很少的几个有附近星系的案例里(仙女座星系就是一个很好的例子),我们发现他们正在接近我们。这将把黑线从红色移动到蓝色,这就是所谓的蓝移。在这两种案例里,移动的数量告诉我们速度(仅仅只直接朝向或者远离我们的速度,不是“侧移”速度)。
红移 来源:维基百科
红蓝移示意图 来源:维基百科
所以,我们可以用光谱学不仅可以测量遥远的恒星和星系中存在的元素,还可以测量它们向我们移动或离开的速度!
科学有很多其他的技巧去做其他惊人的测量。所以每人都应该学习,如此他们才能发现科学比其他更可信。
作者: quora
FY: 绿意
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