如果你高中學過化學的話，那麼你一定知道電子和電子軌道，不同於我們的行星被限定在固定的軌道上運動，電子可以從一個軌道轉換到另一個軌道，而達成這的條件：吸收或者釋放能量。

那麼，能量從哪裡來呢？

光。電子透過吸收釋放光來實現軌道的躍遷。

電子在特定的光射線下，才能吸收釋放能量，實現從一個軌道到另一個軌道，如果能量不夠，它將待在原來的軌道，如果能量過高，它甚至能逃逸原子。

愛因斯坦因為對這的研究獲得了他人生唯一的一次諾貝爾物理學獎。

這就是著名的光電效應：金屬只有在“恰當的”光照射下才能放出電子。

幾十年來，科學家們已經知道從一個軌道跳躍到另外一個軌道所需要的能量，以及需要的光源，根據這些，我們推斷出恆星行星的大氣成分。

那麼，由此，原子吸收了哪些光，只需要看看光缺少了哪些波長就可以了。科學家們製造了光譜，透過它就能知道你和光源之間有哪些原子了。

意外的是，在遙遠宇宙傳來的光線中，所有的顏色都出現了“紅移”。形象的解釋：想象一根弦，被拉緊時音調變高。而在宇宙被拉緊時，光線的波長也增加了，這也許能讓你理解為什麼光線紅移（紅光在可見光中波長較長）。

光線紅移與藍移現象

從越遠的傳來的光，紅移也就越厲害。藍邊綠，綠變黃，黃變紅，甚至變成微波……

透過從遠處傳來的光在地球上看到的顏色與原本顏色的差別，我們就可以推斷出遠處光源與地球的距離。

　　人們常常用“天文數字”來形容數字的巨大，事實也確實如此：

　　日-地距離是149 597 870千米，仙女座星系距離我們236萬光年，整

　　個宇宙的尺度大約是15 000 000 000光年(大約合9 460 800 000 000 000米)。

　　這些碩大無朋的數字是什麼得出的?天文學家用的是什麼尺子?

　　從視窗望去我可以判斷大街上的行人距離我多遠，這依靠的是周

　　圍的參照物和生活常識，要測量旗杆的高度可以把它放倒然後用尺子

　　量。然而對於天文學家來說，這些方法全都是遙不可及——的確是遙

　　不可及，天文學家的工作就是研究那些遙不可及的天體。那麼，天文

　　學家是如何測量距離的呢?

　　從地球出發

　　首先來說說視差。什麼是視差呢?視差就是觀測者在兩個不同位

　　置看到同一天體的方向之差。我們來做個簡單的實驗：伸出你的右手

　　拇指，交替閉合和睜開雙眼，你會發現拇指向對於背景左右移動。這

　　就是視差。在工程上人們常用三角視差法測量距離。如圖，如果我們

　　測量出∠α、∠β和兩角夾邊a(稱作基線)， 那麼這個三角形就可以

　　被完全確定。

　　天體的測量也可以用三角視差法。它的關鍵是找到合適的邊長a——

　　因為天體的距離通常是很大的——以及精確測量角度。

　　我們知道，地球繞太陽作週年運動，這恰巧滿足了三角視差法的條

　　件：較長的基線和兩個不同的觀測位置。試想地球在軌道的這一側和另

　　一側，觀測者可以察覺到恆星方向的變化——也就是恆星對日-地距離

　　的張角θ(如圖)。圖中所示的是週年視差的定義。透過簡單的三角學

　　關係可以得出：

　　r=a/sinθ

　　由於恆星的週年視差通常小於1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如

　　果我們用角秒錶示恆星的週年視差的話，那麼恆星的距離r=206 265a/θ。

　　通常，天文學家把日-地距離a稱作一個天文單位(A.U.)。只要測量

　　出恆星的週年視差，那麼它們的距離也就確定了。當然， 週年視差不

　　一定好測。 第谷一輩子也沒有觀測的恆星的週年視差——那是受當時

　　的觀測條件的限制。

　　天文單位其實是很小的距離，於是天文學家又提出了秒差距(pc)

　　的概念。也就是說，如果恆星的週年視差是1角秒(1/3600秒)，那麼

　　它就距離我們1秒差距。很顯然，1秒差距大約就是206265天文單位。

　　遺憾的是，我們不可能把週年視差觀測的相當精確。現代天文學使

　　用三角視差法大約可以精確的測量幾百秒差距內的天體，再遠，就只好

　　望洋興嘆了。

　　星等的關係

　　星等是表示天體相對亮度的數值。我們直接觀測到的星等稱為視星

　　等，如果把恆星統一放到10秒差距的地方，這時我們測量到的視星等就

　　叫做絕對星等。視星等(m)和絕對星等(M)有一個簡單的關係：

　　5lg r=m-M+5

　　這就意味著，如果我們能夠知道一顆恆星的視星等(m) 和絕對星

　　等(M)，那麼我們就可以計算出它的距離(r)。不消說，視星等很好

　　測量，那麼絕對星等呢?很幸運，透過對恆星光譜的分析我們可以得出

　　該恆星的絕對星等。這樣一來，距離就測出來了。通常這被稱作分光視

　　差法。

　　絕對星等是很有用的。天文學家通常有很多方法來確定絕對星等。

　　比如主星序重疊法。如果我們認為所有的主序星都具有相同的性質。那

　　麼相同光譜型的恆星就有相同的絕對星等。如果對照太陽附近恆星的赫

　　羅圖，我們就可以求出遙遠恆星的絕對星等，進而求出距離。

　　造父變星是一種性質非常奇特的恆星。所謂變星是指光度週期性變

　　化的恆星。造父變星的獨特之處就在於它的光變週期和絕對星等有一個

　　特定的關係(稱為周光關係)。透過觀測光變週期就可以得出造父變星

　　的絕對星等。有了絕對星等，一切也就好說了。

　　造父變星有兩種：經典造父變星和室女座W型造父變星， 它們有不

　　同的周光關係。天琴座的RR型變星也具有特定的周光關係，因此也可以

　　用來測定距離。這種使用變星測距的方法大致可以測量108秒差距的恆星。

　　向紅端移動

　　人們觀測到，更加遙遠的恆星的光譜都有紅移的現象，也就是說，

　　恆星的光譜整個向紅端移動。造成這種現象的原因是：遙遠的恆星正在

　　快速的離開我們。根據多普勒效應可以知道，離我們而去的物體發出的

　　光的頻率會變低。

　　1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的視

　　向退行速度和距離成正比：v=HD。這樣，透過紅移量我們可以知道星

　　體的推行速度，如果哈勃常數H確定，那麼距離也就確定了(事實上，

　　哈勃太空望遠鏡的一項主要任務就是確定哈勃常數H)。

　　這樣，我們就可以測量到這個可觀測宇宙的邊緣了。

　　回到地球

　　不過還是有一個問題，這種天文學的測量如同一級一級的金字塔，

　　那麼金字塔的地基——天文單位到底是多少呢?如果測量不出天文單位，

　　其他的測量就都成了空中樓閣。

　　天文單位的確是天文測量的基石。20世紀60年代以前，天文單位也

　　是用三角測量法測出的，在這之後，科學家使用雷達測量日-地距離。

　　雷達回波可以很準確的告訴我們太陽裡我們有多遠，這樣一來，天文學

　　家就可以大膽的測量遙遠的星辰了。

測量遙遠天體距離主要用三角視差法，通過幾何關係計算出大概的距離，對於數千光年以上的天體，三角視差法就不太適合用了，更遠距離的天體需要用譜線紅移測距，造父變星測距等。銀河系中大多數的恆星和氣體都在視差法測得的距離之內，利用VLBA甚長基幹涉技術我們可以精確測量銀河系旋臂足夠遠的距離，瞭解它們真實的形態。

德國馬克思普朗克射電天文研究所是目前天體測距方面的頂尖機構，專門對一些難以測距的天體進行測距。比如有個測量專案叫做“棒狀和旋渦結構巡天”的五年期大專案，後者旨於對激微波源使用視差測量法，以描繪銀河系遠端邊緣的影象。這個測量已經進入了最後一年，團隊致力於研究幾個特別感興趣天體，棒狀和旋渦結構巡天總共測量了大約200個激微波源。何為激微波源，舉個例子，G007.47+00.05是微波輻射較強的源，位於銀河系的另一端，微波能夠儘量沒有衰減地透過塵埃和氣體，這個系統的機制就像微波鐳射，因此稱之為激微波，我們正好沿著這道光對遙遠的天體進行測距。

在接下去的10年內，我們根據這些資料可獲得一個較為完整的銀河系邊緣天體分佈圖像，詳細洞察在銀河系邊緣的天體，當然測距是一個基本前提。哈佛-史密森天體物理中心也是深空天體測距的一個前沿機構，與德國馬克思普朗克射電天文研究所對太陽系另一端的銀河系天體進行測距。