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一次优异的宇宙距离测量(Girardi 2014)  

2014-09-02 10:31:39|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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SCIENCE, VOL 345, ISSUE 6200, 29 AUGUST 2014, p. 10011002

一次优异的宇宙距离测量

One good cosmic measure

莱欧·吉拉尔迪(Léo Girardi

意大利国立天体物理研究所帕多瓦天文台(Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), Osservatorio Astronomico di Padova, Padova I-35122, Italy. E-mail: leo.girardi@oapd.inaf.it

 

射电波干涉测量给出了一个准确的宇宙距离测量结果

 

当地球围绕太阳运行时,近距的恒星看起来会相对于背景中较远的恒星和星系发生运动。这一运动的幅度以角度单位表示,称为视差,它的数值与恒星距离和地球轨道大小的比值有关,给出了对于恒星距离的一个直接的、以三角学方法为基础的测量结果。欧洲航天局的“依巴谷”卫星的一项伟大成果 [1] 就是对 100,000 多颗恒星的视差的同时测量,这使得人们普遍认为它已经提供了几千颗正常恒星和某些星团的准确距离。可是,自“依巴谷”的结果在 1997 年第一次发布以来,人们注意到,它所获得的昴星团的距离是反常的(见图)。如果采用由“依巴谷”得出的距离,把昴星团中的氢燃烧恒星与其他已经测得准确距离的星团(例如毕星团)中有效温度相近的恒星相比,看上去会系统性地显得较暗。这样的结果意味着,要么“依巴谷”得出的距离过近,要么昴星团的氢燃烧恒星具有某种非常特殊的性质,例如在它们的内部氦所占的比例极其高 [2] 。在本期本刊的第 1029 页上,梅利斯(Melis)等人 [3] 给出了对于昴星团中恒星的新的观测结果,这些结果证明,“依巴谷”得出的距离的确差了 10% 。因此,他们的射电干涉测量方法已被证明是一种精密和准确的测定恒星距离的方法。

 

一次优异的宇宙距离测量(吉拉尔迪 2014 年论文) - wangjj586 - 星海微萤

 

对于昴星团距离的一次测量。在金牛星座中,可以看到两个星团,它们的距离都已经由“依巴谷”卫星测定。这两个星团的名称分别是昴星团(右上角)和毕星团(中心偏下,明亮的红色恒星毕宿五的略微右侧)。可是昴星团的距离存在着争议,造成了毕星团和昴星团中的氢燃烧恒星在它们的基本特性方面也许有着内在的很大差别的可能性。

 

对于昴星团,梅利斯等人决定性地给出了 136 秒差距的距离,在假定氢燃烧恒星的内在性质与它们诞生于哪一个星团无关的情况下,这基本上就是由恒星物理学所预期的距离。梅利斯等人运用了一种完全与恒星物理学无关的方法,使用基线非常长的射电波段的干涉,测量了昴星团中五颗恒星与背景中的一颗类星体之间的夹角。尽管在研究恒星模型的人们中对“依巴谷”得出的到昴星团的距离持怀疑态度的曾经很多,可是现在应该会有更多的人认识到,这个问题确实不能理解为在昴星团的氢燃烧恒星中也许发生着离奇的恒星物理过程。这个问题正在被认识到是“依巴谷”测量中发生的错误。

“依巴谷”使用一种简单的、虽然是革命性的方法, 对整个天空连续地扫描三年多时间。它使用两个相距 58 度的狭缝,对每颗恒星相对于相隔很远的一些恒星的位置进行多次测量;通过求取整体上最优化的天体测量解,可以得出这些恒星的最佳拟合的位置、角速度和视差。然而,范莱文(van Leeuwen[4] 仔细地检查了“依巴谷”的原始数据,导致了对于视差导出过程中许多错误和系统差的识别与改正,可是,令人吃惊的是,昴星团的明显过近的距离并没有改变。更加令人吃惊的是,发现了另外有两个星团也具有氢燃烧“反常”的恒星。

对于正常而且近距的恒星,“依巴谷”已经决定性地给出了一把更加坚实的距离标尺,但对于银河系外天体的研究,仍然还没有确立起一把足够坚实的标尺;例如,它并没有提供到一些造父变星的准确的视差,这些恒星是一类具有脉动变化的恒星,它们构成了测量直到几百万秒差距远的星系距离的基本手段。这是最近之所以又发射“盖亚”卫星的重要原因之一 [5] 。就“盖亚”而言,在“依巴谷”上先行实施的整体天体测量解的概念将被引向极端的极限,无论是要达到的准确度还是要观测的恒星数量,都有巨大的飞跃。天文界对“盖亚”有着很大的期待,它即使不能绘出银河系中我们所在的这一小半的详图,至少也能给出适当数量的造父变星的稳健的距离。可是昴星团的例子却表明,在我们依然还不了解的情况下,“盖亚”要使用的整体天体测量解的方法也许会失败。

此外,尚不清楚,类似的误差会不会随机地影响在空间上离昴星团很远的一些场星。这使人怀疑,这种失败会不会是“依巴谷”广泛存在着空间相关误差的显现 [6] ,但这种猜测还没有能够转变为坚实的定量解释或对以前得出的视差的改正 [4] 。还有一个突出的问题是,尽管在对“盖亚”的天体测量工作的模拟中正在做出给人印象深刻的努力 [7] ,可是看来尚没有任何模拟能够预测或者解释“依巴谷”对昴星团的测量结果。

也许很好,在两年后,“盖亚”的数据本身将揭示出“依巴谷”的这个难题的解,清楚地告诉我们这些被假定存在的相关误差存在于何处,或者促成我们找到看起来适用于所有距离测量结果的解决办法:也就是说,昴星团具有一种伸长的空间分布,由“依巴谷”观测到的亮星远比其中较暗弱的星来得近 [8] 。的确,那些较暗弱的恒星,现在测得的距离是较远,并且对应于那些通常用来与毕星团和其他星团作比较的氢燃烧恒星。然而,这一类的解决办法,听起来非常不太可能,而且在那些最明亮的昴星团恒星上,仍然需要存在某种尚未识别的物理过程。

最起码,我们必须同意梅利斯等人所提出的,为了交叉核对整体天体测量解所给出的视差,必须使用独立的方法来进行目标观测,因为这种整体天体测量解难以向平常的天文学家提供对方法和结果做细致的核对的机会。很可惜,例如像梅利斯等人所使用的高分辨率射电观测方法代表了一种大规模的观测尝试,它涉及一个由 13 架射电望远镜组成的网络,这个网络遍及全球各地,覆盖的时间跨度为 1.5 年。这样的尝试太费力气,不能考虑用来对“盖亚”的视差作系统性的核对。而且,这种方法只能用于温度较低的恒星,或者那些罕见的致密恒星体,只有这些恒星才发射出射电波。在光学波段,改进视差测量结果的希望只能寄托于由空间望远镜科学研究所的团组发展的扫描方法, 用这种方法来测量单颗造父变星的距离 [9] ,但它实现的可能性受到哈勃太空望远镜观测时间的限制。甚至都无法保证哈勃太空望远镜的工作寿命能够长得足以有相当可观数量的视差被测定。

因为“盖亚”测得的距离的系统性核对是不可能的,所以了解是什么导致了“依巴谷”和昴星团之间的错误,将是关键性的。这个问题的解决将能大大地增强我们对于“盖亚”的结果的置信度,并可望预防在几年后又发生新的“昴星团争议”。

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