【原】问答| 天文学家怎么测量宇宙中天体的年龄？

拉拉酋长 2022-10-07 发布于广东

展开全文

测量宇宙天体的距离主要有下面几种办法：

三角视差：德国天文学家贝塞尔于1938年发现了这一种测量恒星到地球距离的方法，以地球围绕太阳公转的轨道直径上两点为三角形两顶点，测量天体的视角差来计算天体的距离。简单一点地说，就是地球公转到轨道左侧和最右侧时，所要测量的星体角度是多少，相当于知道了一个等边三角形的底和三个角的角度，给出这个三角形的高，这个方法用来测量太阳系内各行星与太阳的距离相当方便，也可以用于测量距离较近的恒星，恒星的距离太远的话，也就测不出来了。

视差（谱线测光度）：这种方法主要是利用主序星的亮度和光谱类型的关系确定距离，适用于几千万光年以内。要求是至少可以分辨出所观测的星系内的一个蓝超巨星，也就是最明亮的那颗主序星。假设所有的恒星都有相同的温度和光谱，它们本身的亮度是相同的，称为本征亮度，对应“绝对星等”，也就是把恒星放在10光秒的差距（32.6光年）看到的亮度，这样得到的“赫罗图”是识别恒星的绝对星等，星等也就是古代人就一直使用着的，描述星星亮度的标准，星等数越小星越亮，1等星的亮度是6等星的100倍（更亮的为 0等以至负的星等），肉眼所能看到的最暗的星设定是 6 等星（6m 星）。根据光学知识，同样的本征亮度，可视亮度和距离的平方成反比。因为我们计算过1000光年内的恒星的距离，可以推测可视亮度和距离的公式，所以一颗与它有相同绝对星等（也就是真实的亮度）、但是看上去较暗的恒星，应该离我们更远，并且可以通过测量其亮度来计算距离。科学家们为恒星亮度与距离制作了对照表，只要用望远镜的测光表测量它的亮度，再根据它的本征亮度，就能在表中对应得到距离，这种测量经常用到直径5米以上的望远镜，而当距离大于10万秒差距（32.6万光年）的时候，星星的光线实在太弱了，就很难得到光谱了。

雷达波法:通过直接向天体发射雷达波，由雷达波被反射的时间确定距离。这个方法适用于太阳系内天体，可以精确到厘米级别。

造父视差（恒星和河外星系)：通过造父变星的亮度与光度变化周期之间的关系来确定天体的距离，造父变星的光变周期与光度之间存在一种关系。简单地说就是造父变星的光变周期越长，其光度也越大。这个方法适用于几百万光年以内的星体，要求是至少能够分辨出被观测星系内的一个造父变星。

超新星法：1a型超新星是白矮星质量达到太阳1.44倍后爆炸形成的超新星，所以1a型超新星的亮度都是一个固定值，通过计算它的实际亮度与它爆炸时的观测亮度，可以计算出超新星所在星系与我们的距离。要求是该星系至少发生过一次1a型超新星。

红移法（河外星系)：通过天体退行速度和距离之间的关系来确定所有天体的距离。

测量宇宙中的天体年龄的方法有下面几种：

赫罗图法（测星团年龄的成熟方法)：赫罗图(Hertzsprung-Russel diagram，简写为H-R diagram)是丹麦天文学家赫茨普龙及由美国天文学家罗素分别于1911年和1913年各自独立提出的。这张图是研究恒星演化的重要工具，是恒星的光谱类型与光度之关系图，赫罗图的纵轴是光度与绝对星等，而横轴则是光谱类型及恒星的表面温度，从左向右递减。恒星的光谱型通常可大致分为 O.B.A.F.G.K.M 七种。天文学家借助赫罗图，进行恒星分类，判断这些天体的星族属性、结构和年龄以及在演化进程中所处的阶段和地位。

同位素法：量子力学揭示了原子的内部结构，电子在固定的能级间跳跃，发出特定频率的光，进而可以预知各种元素的光谱。将太阳光谱与地球上已知的元素光谱对照，可以知道太阳主要是氢、氦等气体组成，用同样的方法观察遥远的星光，所观测到的恒星光谱与太阳几乎完全一样，比如利用铀238同位素的半衰期为44亿5千万年，用于宇宙年龄的测定，通过观察C31082-001恒星铀238的光谱，推算出宇宙的年龄大约为125亿年。但是行星的发现更困难一些。

金属丰度法：主要是通过测量恒星质量与燃烧速率，并通过光谱分析恒星内部产生的聚变产物(例如氢聚变成氦)，计算恒星燃烧速率并观测恒星内部存在多少氦元素来判断这颗恒星已经燃烧了多久，通过恒星质量来计算出恒星的燃烧速率，再通过光谱测量出恒星燃烧产物的存量来测出恒星的年龄。