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撰文 | 宋盛雨央、上官晋沂、王建民

责编 | 韩越扬 吕浩然

天体距离测量是天文学中一项最基本和最难测量的任务。在1920年代，雄心勃勃的年轻天文学家哈勃使用2米口径的望远镜以造父变星作为“量天尺”，证认了银河系以外的星系，定量诠释了“天外有天”这个哲学色彩浓重的朴素信念，使人类的视野终于跨出自身居住的“银河系”，也使之成为有坚实科学观测基础的真理；更令人震撼的是，他还发现了几乎所有的星系都正在远离我们而去，且远离速度和距离成正比，整个宇宙由此看起来正在膨胀[1]。现称之为哈勃定律。人类从此终于踏上了探索宇宙的旅程，这一史诗般壮丽的进展被认为是上世纪最伟大的天文发现。

利用造父变星测量河外星系距离已历经了长达90年之久，其中经历了对造父变星观测性质分类、不同波段性质差异以及对金属丰度的依赖等重要因素的长期艰苦研究，才使得消光与红化等若干修正得以不断提高[2]。著名的“哈勃空间望远镜”其主要任务就是通过造父变星确定有巨大争议的“哈勃常数”。美国天文学家W. Freedman领导的团队经过近十年的努力，花费了哈勃望远镜大量观测时间，测量出这个常数大约为72kms^-1Mpc^-1（为方便以下叙述省略哈勃常数单位），许多悖论得以解释，使争论长达半个世纪之久的难题得以平息。

图1: 左图著名观测宇宙学家W. Freedman与哈勃常数测量(左1、2)[2]。2017年就已出现令人不安的端倪，在随后两年突兀成为“哈勃常数危机”（右1,2，取自[4]），两条不同的观测宇宙学之路无缘搭建过河之桥，凸显测量基础的深刻缺陷。然而贯通宇宙之路十分艰难。右图A. Riess，2011诺奖获得者。

图2，左图：几何方法测量距离示意图。高空间分辨率设备测量出ΔΘ，对应的几何尺度ΔR由反响映射观测独立测量。ΔΘ仅能由世界上最大的望远镜VLTI/GRAVITY测量，ΔR由小望远镜即可方便测量。因此，这套测距方案是大-小望远镜的绝妙结合。正在进行中的SARM(SpectroAstrometry Reverberation Mapping)合作就是采用这套测距方案。右图：Euclid (c.330-270BC)与几何学。

图3: 德国马普地外所著名天文学家R. Genzel积极倡导建造干涉设备GRAVITY。中图为由多台望远镜组成的欧洲南方天文台VLTI（Very Large Telescope Interferometry），右图为测量较差位相原理。类星体宽线区的不同云块产生相位差，因此可测量电离气体空间分布和动力学。

图4：左图为GRAVITY团队负责人马普地外物理研究所F. Eisenhauer博士，中为动画图显示了光源在天上的位置变化反映在探测器上干涉条纹的移动，即相位变化。右动图显示了大气抖动造成探测器上相位的快速变化，导致了光学干涉难以在地面观测中实现。

图5: 左图动态显示了处在黑洞附近宽线区运动中的云块由于多普勒效应被观测到的谱线会偏红或偏蓝。干涉测量到相位随波长变化就可得到宽线区的角径（ΔΘ）。右图是GRAVITY/VLTI实际测量结果[10]。

图6: 左上图，丽江2.4米望远镜观测3C273，通过反响映射测量宽发射线辐射区域物理尺度（ΔR）。辐射区由大量云块组成，云块被中心区域的光源电离，产生发射线。由于发射线光子和连续谱路径不同，导致时间延迟。中小型望远镜非常适合完成这一测量。右上图，丽江观测3C273光谱。左下丽江2.4米和美国Bok2.3米望远镜10年监测光变曲线和拟合结果。右下为黑洞质量和距离测量结果。

中国科学院高能物理研究所团队随即提出利用GRAVITY和两米望远镜测量两者优势互补的特点，综合两套独立数据联合可以有效消除了某些物理量间的简并，例如倾角与辐射盘的厚度之间等，使黑洞质量测量精度大幅提高，同时实现高质量可靠的几何距离测量[12]。这是一个将大小望远镜优势珠联璧合的测量方案，可谓一箭双雕。随后在天津国家超算中心的巨型计算机天河II上进行了大规模计算，最终测得3C 273的角距离约为18亿光年，黑洞质量为6倍太阳质量，哈勃常数为71.5。仅仅借助单个类星体的观测数据，哈勃常数的测量精度就达到了16%。这一精度主要受限于GRAVITY位相观测，与当时观测时刻的天气条件密切相关。如果对个类星体使用类似的几何方法进行距离测量，H₀测量精度将达到  。

注：

近年来，还涌现出了其它两个很有希望的新工具。利用强引力透镜的几何方法测量了哈勃常数，但偏离背景辐射测量更大；此外，引力波的“标准汽笛”方法也有了初步结果，但面临一些物理参量简并和信号微弱等困难。期望未来不断积累事例逐渐缩小其测量误差。注意到对宇宙学和广义相对论的独立检验将极大加深对宇宙结构形成和演化的认知。