如何測量浩瀚宇宙的大小
據英國廣播公司（BBC）網站報導，“讓我們去宇宙里到處逛逛吧！”這是1920年，美國天文學家哈羅·沙普利（Harlow Shapley）在華盛頓向一群聽眾發出的邀請。當時沙普利正打算舉行和另一位美國科學家希伯·柯蒂斯（Heber Curtis）的辯論會，主旨是關於宇宙的大小。
沙普利和柯蒂斯的辯論
沙普利相信我們的銀河系直徑大約30萬光年。按照我們目前的最新認識，沙普利得到的這個數據幾乎比實際情況大了3倍左右，但在當時，他的測量結果已經屬於相當精確了。尤其難能可貴的是，他對銀河系內部的一個參數計算地相當準確，那就是太陽系距離銀河系中心的距離。
然而在20世紀初，30萬光年這樣的數字在沙普利的同行們看來實在太過驚人了。而在很多當時的天文學家眼們看來，如果說我們從望遠鏡中看到的那些旋渦星系，它們可能都是像銀河系這樣規模的巨型星系，那已經近乎是荒誕的了。
事實是，沙普利本人也的確認為銀河系一定是獨特的。他曾經對一位聽眾表示：“那些遙遠星系的旋臂即便也是由恆星構成的，那它們在規模上也是無法和我們的銀河系相提並論的。”
但柯蒂斯不同意這樣的觀點。他正確地指出，在宇宙中存在著很多和銀河系一樣規模巨大的星系。但有趣的是，柯蒂斯此番論點的出發點是，他認定銀河系的規模肯定要比沙普利計算得到的結果要小得多。根據柯蒂斯的計算，銀河系直徑只有大約3萬光年——這比現代測量數值大約小了3倍。
於是這場辯論就出現了在現在看來非常有意思的的雙方：一方計算的銀河系大小比實際大了3倍，另一方則比實際小了3倍，而雙當都對自己的結果堅信不疑，對對方的結果嗤之以鼻。當然，考慮到這是一場在差不多100年前舉行的辯論，在測量上出現這樣的誤差是完全可以理解的。
一：無線電反射
今天，我們已經可以相當有信心地認為，銀河系的直徑大約為10萬光年。而我們能夠觀察到的宇宙範圍當然還要遠遠超越這一尺度。根據最新的理論，我們能夠觀察到的整個宇宙範圍，即所謂的“可觀測宇宙”的直徑大約為930億光年。那么我們究竟是如何得到這一結果的？我們，生活在塵埃一般地球上的小小生物，我們怎么可能測定這樣廣袤的距離數值？
自從波蘭天文學家哥白尼提出日心說以來，我們似乎一種都難以擺脫自身在認識宇宙方面的先入之見，而這一點在關於宇宙究竟有多大這一點上尤為明顯。甚至在今天，隨著最新數據的獲得，宇宙的大小也仍然在不斷顛覆我們此前的認識，迫使我們不斷更新自己的觀念。
凱特琳·卡西（Caitlin Casey）是美國德克薩斯州奧斯汀德州大學的一名天文學家，專業就是宇宙學。她指出，天文學家們已經發展出一整套天才的工具和手段，不僅用於計算地球到太陽系內其他天體的距離，也同樣能夠被用於測算星系之間的距離甚至是整個可觀測宇宙的大小。
測量所有這些距離的手段被稱作“宇宙距離階梯”（cosmic distance ladder）。這個階梯的第一級是最容易的，而在今天，這一級階梯也廣泛藉助於現代先進技術。
卡西表示：“我們可以直接向近距離的行星表面發射無線電波並接收反射信號，比如金星和火星，並測量信號往返所需要的時間。這將可以給出非常精確的距離數值。”
設在波多黎各島上的阿雷西博射電望遠鏡口徑305米，目前是世界上口徑最大的射電望遠鏡，但很快就將被中國貴州口徑500米的FAST射電望遠鏡超過大型射電望遠鏡，比如設在波多黎各島上的阿雷西博望遠鏡就能夠勝任此類工作，但這類設備能夠完成的工作還有更多。比如阿雷西博射電望遠鏡能夠對遙遠的小行星進行觀察，並根據無線電信號在這些小行星表面的反射特徵繪製出其地表形態地圖。
但使用射電望遠鏡測量太陽系之外天體的距離則顯得有些不切實際了。此時，我們需要使用的三角視差方法。
二：三角視差法
這種方法其實我們平常也都一直在使用，只是我們完全都沒有意識到。人類和許多動物一樣，能夠本能地判斷自身與遠方物體之間的距離，這首先要歸功於我們長著兩隻眼睛。
如果你把一個物體放在眼前，然後張開一隻眼睛閉上另一隻眼睛，然後換一邊眼睛再重複，你會發現好像你放在眼前的物體稍稍移動了位置。這就是視差。類似這樣兩次觀測之間存在的差異性能夠被用於計算所觀測物體的距離。
我們的大腦會根據來自兩隻眼睛所提供的觀測信號自動進行距離判斷，而天文學家對距離較近的恆星進行測距，所採用的方法與此並無二致，唯一的不同可能就在於他們使用的感受器不同，不是眼睛，而是望遠鏡。
我們賴以生存的太陽就是一顆主序星
請想像有兩隻眼睛在太空中自由漂浮，且它們的位置分別位於太陽的兩側——其實這也正是我們正在做的事情——由於地球的公轉運動，我們每一年都會有半年的時間 在太陽的一側，另外半年在太陽的另一側。如此，當我們在冬天和夏天觀察恆星時，就能夠利用它們相對於遙遠宇宙背景上的位置變化來測算其距離。
卡西表示：“我們在一年中的某個時間測定一顆恆星在天空中的位置，比如說在1月份進行這樣的測定。然後我們就要再等上6個月的時間，隨後在7月份對同一顆恆星進行同樣的測定，此時我們正處於地球軌道上太陽的另一側。”
然而，這一方法也有其自身的局限性，那就是當恆星的距離太過遙遠——大約100光年以外，此時這些恆星所顯示出的視差值就太小了，無法進行有意義的計算。但即便在這樣的距離上，我們也仍然遠未接近我們銀河系的邊緣。
此時，我們需要一種被稱作“主序擬合”。其有賴於我們對不同大小的恆星（即所謂“主序星”）隨時間演化過程的認識。
三：主序擬合法
有一件事是肯定的，那就是隨著時間推移，這些恆星的顏色會逐漸變得更紅。通過對這些恆星顏色和亮度的精確測定，並將這些恆星與那些距離較近，因而已經運用視 差方法測定過距離的主序星進行對比，通過這種方法，我們將能夠大大延伸我們的宇宙測量標尺，從而得以估算遙遠的多的恆星的距離。
這一方法背後的基本前提是：我們認為那些質量相似，年齡相仿的恆星，如果它們的距離相同，那么它們的亮度也應該是一樣的。但事實是，這些恆星看上去都是不一樣亮的，這也就意味著它們的距離遠近不同。
當被用於此類分析時，主序星常常被視作一種“宇宙標準燭光”——只要測定它們的星等（亮度）我們就能推算它們的距離。這樣的標準燭光遍布整個空間，以一種可預測的方式照亮著宇宙。但主序星還並非故事的全部。
船尾座RS，一顆典型的造父變星。哈佛大學的女天文學家勒維特最早發現了這類特殊變星的光變周期與真實亮度之間的關係
類似這種對於恆星亮度與距離之間關係的認識，在對更加遙遠的天體進行距離測定時仍然顯得十分關鍵——比如那些位於其他星系內部的恆星。然而在這樣的距離上， 主序擬合測距方法已經開始顯得力不從心，因為這些天體往往都在數百萬光年之外甚至更遠，對它們進行精確的測距變得愈發困難重重。
四：造父變星和宇宙標準燭光
但在1908年，美國哈佛大學的一名女性科學家亨麗愛塔·勒維特（Henrietta Swan Leavitt）取得了一項極其重要的發現，這項發現將幫助天文學家們對極其遙遠的天體進行測距。勒維特意識到，宇宙中存在著一類特殊的恆星，叫做“造父變星”（Cepheid variable）。
卡西指出：“勒維特發現，這類特殊恆星的亮度會隨著時間推移而發生變化，並且其亮度變化周期與其真實亮度之間存在直接關聯。”
概括的說，就是造父變星的光變周期與其光度之間存在關聯，且其光變周期越長，光度越大。換句話說，相比那些較為暗弱的造父變星，那些明亮的造父變星“脈動” 的周期更長（一般光變周期可以長達數天）。因為天文學家們可以相對容易地測定光變周期，這樣他們也就能夠得到這顆恆星的真實亮度數據。於是，反過來，只要 觀察一顆造父變星的亮度，我們就能夠計算出它們的實際距離。
從本質上說，造父變星法與主序擬合方法是類似的，在這兩種方法中，亮度都居於核心地位。但問題的關鍵就在於我們又找到了測量遙遠天體距離的一種新的手段。而我們所擁有的“量天尺”種類越多，我們也就越能夠理解宇宙的真實尺度。
對於沙普利而言，正是造父變星的發現才最終說服了他，讓他確信銀河系如此巨大的尺度。
在上世紀20年代，美國天文學家埃德溫·哈勃在臨近的仙女座大星系中辨認出了造父變星，他據此計算認為仙女座大星系距離我們大約僅有100萬光年左右。
今天，我們對仙女座大星系距離的最佳估算值大約是254萬光年左右。但這樣的誤差絲毫無損於哈勃的名聲。事實上，直到現在我們仍在不斷努力修正我們對於仙女座大星系精確距離的測量數值。上面提到的254萬光年實際上也只是最新幾個不同測量數據的平均值而已。
這只是其中的一個案例，表明宇宙中天體距離的測定，即便是在今天，仍然是多么令人感到棘手。我們可以做一些相對靠譜的估算，但要想精確計算宇宙中星系之間的距離其實是一件極其困難的事情。宇宙實在太大了，它並不會止步於此。
哈勃同時也對一類白矮星爆發——即所謂Ia型超新星的亮度進行了測定。這些天體的亮度極高，能夠在極其遙遠的距離上被觀測到，尺度可以延伸數十億光年之遙。
由於這類特殊超新星爆發的亮度已經能夠從理論上進行計算，天體物理學家們斷定所有的Ia型超新星的亮度都是基本相同的。這樣一來，就像造父變星一樣，我們只要觀察它們的亮度便可以直接得到它們的距離數值了。也因為以上的原因，Ia型超新星和造父變星兩者都被天文學家們親切地稱作宇宙中的“標準燭光”。
但在宇宙中，還有一種非常特殊的工具，能夠幫助我們對極端遙遠的天體進行測距，這種工具就是紅移。
五：紅移
在日常生活中你或許有過這樣的經驗：當一輛救護車或者警車從你面前駛過時，當車向你的位置駛來時，你會發現警報聲越來越尖銳，而當車逐漸遠去時，警報聲調也 就隨之逐漸降低了。這一現象的背後其實是一種物理原理，被稱作“都卜勒效應”——當車輛向你靠近時，聲波被壓縮，頻率增高，聲音變得尖銳；反之聲波波長被 拉升，聲調降低。
生活中警車和救護車的警笛聲是我們對於聲波都卜勒效應的最直接感受
對於光波，情況也是類似的，只是尺度要精細的多。我么可以通過對遙遠天體光線的光譜分析檢測這種效應。恆星光譜中會有一些暗線，這是光源發出的光線中由於某些類型的元素被吸收而產生的吸收線。
觀測顯示，所有的星系都在遠離我們，並且距離我們越遙遠的星系遠離的速度越快，這就是著名的哈勃定律，它背後的本質是宇宙的膨脹。和上面警報聲的情況相似， 星系遠離我們的速度越快，其波長的拉升程度越明顯，在光譜中的表現便偏向紅端，被稱作紅移。那么基於哈勃定律，可以發現，星系距離我們越遠，它們光譜中表 現出的紅移量也會越大。因此反過來，對遙遠星系光譜紅移的觀測也為宇宙膨脹理論提供了堅實的觀測證據。
美國宇航局項目科學家卡迪克·賽斯（Kartik Sheth） 說：“這就像在一個氣球表面畫上很多的點——每一個點都代表一個星系，然後把氣球吹氣，你會發現所有點之間的相互距離都在增大。這和宇宙中的情況有些相 似，隨著宇宙的膨脹，每一個星系都在互相遠離。”他說：“基本上，從天體發出的電磁波的波長是不會改變的，但由於時空本身的膨脹，電磁波的波長被拉伸 了。”
星系的退行速度越高，它們距離我們就越遠，它們的光譜紅移特徵就越明顯。正是埃德溫·哈勃對遙遠星系中的造父變星進行觀察，並將其觀測結果與這些恆星的光譜紅移值之間建立關聯。
現在，我們抵達了一個關鍵環節。我們接收到紅移最大的電磁波信號顯示其來自138億光年之外。換句話說，這是我們能夠觀察到的最古老的光線，這也在一定程度上向我們透露了宇宙本身的年齡。
可觀測宇宙有多大？直徑930億光年
哈勃望遠鏡眼中的宇宙深處。我們能夠觀察的宇宙空間直徑大約是930億光年
但必須考慮到一個事實，那就是在過去的138億年間，宇宙一直在持續膨脹——並且膨脹的速度非常迅速。將這一因素納入考慮之後，天文學家們的計算結果顯示，那些從138億光年外發出的光線，產生這些光線的古老天體，由於宇宙的膨脹，今天它們和我們之間的距離已經達到了大約465億光年左右。
這一數值是我們目前對於可觀測宇宙半徑的最佳估算。將這一數值乘上一倍，我們就能獲得可觀測宇宙的直徑，大約是930億光年。
這一數值基於很多不同測量方式得到的結果，它是數個世紀以來科學家們不懈努力的結晶。但正如卡西所指出的那樣，即便到現在，我們對於宇宙尺度的認識仍然是比較粗糙的。
僅舉一例，考慮到我們能夠探測到的一些最古老星系情況的複雜性，目前仍然不清楚為何這些星系能夠在宇宙大爆炸之後這么短的時間內就形成。其中一種可能性是，我們在某些環節的計算上可能仍然存在缺陷。
卡西表示：“如果在這一宇宙階梯上，有一級的長度要減掉10%，那么每一級都要跟著減掉10%，因為本質上它們每一級都是相互基於，層層遞進的。”
而當我們嘗試思考更加遙遠的宇宙空間，也就是我們所言的“可觀測宇宙”之外的區域，或者說“整個”的宇宙。取決於你所採用的宇宙形態模型，你最後將得到的宇宙可能將是有限的，也有可能是無限的。
近期，英國牛津大學的米漢·瓦達揚（Mihran Vardanyan）和同事們對可觀測宇宙中的已知天體數據進行了分析，試圖從中探尋整個宇宙的真實形態。
分析的結果如何？在使用計算機算法對數據中有意義的模式進行挖掘之後，他們得到一個新的估算值。計算結果顯示整個宇宙的大小大約是可觀測宇宙的250倍左右。
但是除了這樣的理論估算和模型之外，我們實際上對於真實宇宙的大小仍然了解很少。當然，對於絕大部分的人來說，可觀測宇宙已經足夠廣大。而對於像卡西和賽斯這樣的科學家而言，宇宙則永遠是他們探索知識的無盡曠野。
賽斯表示：“我們所了解到的任何宇宙知識——它有多大，以及宇宙中所有那些美妙的天體——我們對所有這些的了解，都源於我們我們使用探測器、相機，還有我們的射電天線，對於那些已經在宇宙中傳播了數十億乃至上百億年之久的電磁波所做的觀察和分析。”
卡西說：“這讓人感到謙卑。天文學教會我們，我們並非宇宙的中心，我們甚至不是太陽系的中心，而太陽系也遠非銀河系的中心。”
有朝一日，我們或許將有機會飛行到遠比今天我們所能抵達更加遙遠的宇宙深處，當前我們能做的還只是仰望，但我們的思想卻早已踏上遠途。
