钱磊：【家长课堂】宇宙的层级

 

钱磊 中国科学院FAST重点实验室副研究员

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一、什么是宇宙的层级

四方上下曰宇，往古来今曰宙。宇宙说的是时空。层级指的是不同大小的结构。比如，地球上有各大洲，不同的大洲上面有高原、平原、山地、丘陵等不同大小的结构。宇宙里面也有这样不同的结构。

我们要讲的概念是可观测宇宙。对于时空，我们产生了很多认识。比如，不同的宇宙模型里，宇宙可以是有限大小的、无限大小的，甚至有多重宇宙、平行宇宙。但是我们要讲的是一个非常具体的、可以观测的概念，即可观测宇宙，也就是我们能看到的那部分宇宙。

为什么会有可观测宇宙的概念？实际上，我们没有办法观测到整个宇宙。原因在于，在标准宇宙学的认识里，宇宙的年龄是有限的。宇宙是从一个起点开始不断演化、膨胀，到了今天的状态。如果宇宙的年龄是有限的，那么，我们能观测到的宇宙也是有限的。因为光速是有限的。

从宇宙诞生到现在，我们认为经历了137亿年。不管宇宙的年龄有多长，只要是一个有限的数字，那么我们所看到的这部分可观测宇宙就是有限的。

真空中的光速，大概是30万km/s。一个简单的想法是，用宇宙的年龄乘以光速，大概就能知道可观测宇宙的大小。但实际上，面对一个正在膨胀的宇宙，这样简单的计算，量级上是没问题的，但是精确的数字会差一点。

可观测宇宙的半径约为465亿光年。对于静态宇宙，即假如宇宙从开始到现在没有发生任何变化，那么，用光速乘以经历的时间，确实可以知道可观测宇宙的大小。但是问题就在于，宇宙在不断膨胀，直接用光速乘以宇宙年龄，算出来会不准确。

另外，光年是一个距离单位，即光在一年的时间里，走了多少距离。在已知光速和一年的长度时，可以很容易地算出一个光年。但是人类对于这么大的数字其实没有什么概念，即使我告诉大家可观测宇宙的半径是400多亿光年，这个数字对于我来说其实也没有特别明确的概念。所以我们需要讲一讲宇宙的层级，给大家一个大致的概念。

二、认识地月系和太阳系

我们可观测的宇宙实际上只是整个宇宙的一小部分，这可能会令大家多少有点失望。虽然我们的观测能力也有限，但这主要是受物理限制的。即便如此，我们可观测的这部分宇宙其实已经非常大了。

接下来就从我们所在的地球，脚踏实地讲起。地球是一个接近于球形的天体，赤道半径是6378公里，极半径稍微短一点，是6357公里。现在普遍认为，这是由于地球自转造成的，即地球自转产生的离心力导致一定的形变。

总体而言，地球，顾名思义，是一个半径接近6400公里的球。因为我们在地球上，可以比较方便地采用大地测量的方法，从而不仅可以知道地球是一个球，而且可以准确测量其半径。举一个生活中的现象，在海边观察那些进出港口的船只时，可以发现从远处来到港口的船，是先看到其顶部而后看到船身；从港口离开的船，也是先看不到船身再看不到船顶的。这个现象也可证明地球表面不是平的，而是有弧度的。

我们往外看，地球有一个卫星——月球。多数情况下，我们都可以在晚上看到月球。但是月球有多大呢？月球的半径是1738公里。刚才我们提到地球的半径是近6400公里，按比例，月球应为地球的1/3，而往往拍摄的图片上月球并没有很小。原因出在地球和月球之间的距离上。当拍摄图片的探测器离月球较近时，月球就会看上去“大”了一点点。

我们经常会把地球和月球放在一张图上，并画一条线指明中间的距离是38万千米。但是这种图是不成比例的，如果按比例画，地球和月球都会变成非常小的两个点，这样就不方便我们观察了。所以，通常情况下，我们都会把地球和月球画大。但其实和它们的大小比起来，它们之间的距离非常远。

那么，地球和月球的距离，我们是怎么测出来的呢？现在可以很方便地采用激光测距的方法。登月时将激光照到提前在地球上布置好的反射镜上再反射回来，根据光的发出和返回时间就可以测出地球和月球之间比较精确的距离。

知道了距离有什么好处呢？知道了距离就可以很方便地测出月球的大小，这样就不需要到月球表面采用大地测量的方法了。这是天文学研究中经常使用的办法。把距离测出来以后就可以知道天体的很多信息，比如天体的大小。原因在于，我们看一个天上的东西，或者一个远处的东西，很方便测出来的是它的角度。我们看到的所谓的远处事物的大小，实际上都是它的角直径或者角尺度。而只有测出距离才能将角尺度转化成线尺度。所以，测量距离非常重要。

很多同学可能都知道日食，日食就是月亮把太阳挡住了，其中日全食就是月球几乎把太阳全都挡住了。从这个事实出发，可以想到一个什么事呢？比如，我们可以提的一个问题就是，难道月球和太阳是一样大的吗？如果不一样大，为什么月球可以把太阳挡住呢？

首先，从某种层面上来说，月球和太阳看起来是一样大的，这个没有问题。因为月球看起来是30个角分左右，太阳看起来也是差不多的角尺度。但是，从另一方面来说，即线尺度层面看，月球真实的大小和太阳真实的大小，是不是一样大呢？显然不一样大，太阳会大很多。

其次，虽然不一样大但是可以挡住太阳的原因在于距离。无论是从画画中，还是从日常生活中，我们都可以得到的一个经验是近大远小。一个东西，放到近处，看起来很大，放到远处，看起来就小了。这个“大”和“小”指的是什么呢？指的其实就是角尺度。比如，我的手离眼睛越近，看起来张角越大，离眼睛越远，张角就越小。所以，这个地方的大小指的是角尺度，而不是真实尺度。

那么，回到刚才说的日食，月球的大小和太阳的大小指的是角尺度。在天文学中，真实尺度与距离可以相互推算。如果知道一个物体的真实大小，并可以将其放到不同远近的位置，测量出角尺度，便可以得出距离。同理，当已知一个天体的大小及其角尺度，便可得出我们与其的距离。这是天文学中另一种测距的方法。不过这种方法会受到很多限制，因为通常情况下我们不会先知道某个天体的真实大小。但是在某些特殊情况下，如果知道了某个天体的大小，就可以倒过来推出距离。

 

正因为这种方法受到的限制比较多，所以我们常用的是另外一些方法，比如视差法测距。

我们刚才说，同样的东西放到不同的位置，看起来有不同的大小。还有一个现象，比如拿出一根手指，闭上左眼看和闭上右眼看，会发现手指的位置变了。原因在于左眼和右眼所处的位置是不一样的，所以看到的方位也是不一样的。又比如，左边放一个相机，右边也放一个相机，两个相机拍出来的景物因为角度的不同而不同。而且最重要的是，看近处的物体和看远处的物体也有不同。当手指离自己较近时，分别闭上左右眼，看到的位置差别较大。而当手指离自己较远时，这个差别就会变小。实际上这也是我们判断距离的一个方法，叫做视差。

根据视差的大小，可以把距离测出来，这是一个很重要的原理。这个原理也应用于相机的图像处理方面。视差和距离的关系在天文学中非常重要，没有视差这个工具，天文学几乎寸步难行。

我们举一个更具体的例子，在火车里或汽车里朝窗外看，很明显的感觉是近处的景物在飞速往后退，远处的景物却不怎么变。从视差的角度来看，就比较容易理解了。在火车或汽车里时，我们不断变动位置，近处的景物视差大，位置变动也大，远处的景物视差小，位置变动也比较小。这是关于视差的一个直观感受。

月球和太阳看起来一样大的原因在于月球离我们近，太阳离我们远。而在没有激光测距之前，我们是怎么知道这一点的？就是利用视差来测距的。

以前，我们会在金星凌日的时候将地球到太阳的距离间接测出。金星凌日时，会在日面出现一个黑点，这个黑点就是金星。通过在地球的不同方位看金星在日面上的位置，利用视差法，可以得出地球到金星的距离。再利用一些几何关系，就可以得出地球到太阳的距离。现在测量地球到金星的距离已经不需要再等到金星凌日了，我们可以用微波的办法，先发射一个射电波，再通过返回来的时间差就可以得出了。

有了地球到太阳的距离，又知道太阳的角尺度，就可以测出太阳的大小。太阳和我们所知道的其他行星相比要大得多。如果按真实比例画图的话，太阳要占据很大的面积，而地球可能比玻璃珠还要小。所以，太阳是非常大的。如果我们要按比例做一个太阳系模型的话，比如把太阳规定为一个直径几十米的球，按照这个比例布置下来，太阳系最远的天体可能要到900公里以外的地方。

通过比例关系，现在我们知道了太阳系的大小。人类探测器能到达的最远的地方有多远？我们通过取对数，将地球到太阳的距离定义为1个天文单位，这个距离是1.5亿千米。而我们能探测到的最远距离是100个天文单位，即地球和太阳间距离100倍的地方。这个范围甚至没有离开太阳系。所以，我们可能在近几十年的时间里都没有办法直接放一个探测器到其他恒星。

既然不太可能直接测量其他恒星，那么采用视差法测距或者标准尺测距就非常有必要了。毕竟测量距离是天文学研究的基础。

太阳系里面有什么天体呢？除了我们知道的八大行星以外，还有柯伊伯带里面的很多小天体，能形成慧星的慧星体，再往外还有奥尔特云。我们能知道这些，都是基于距离的测量。

三、认识太阳系的周边恒星

太阳系并不是唯一一个有行星的系统。根据现在的研究，我们可以猜测得出，几乎每一颗恒星周围都有行星。有些行星很大，比目前已知的太阳系最大的行星——木星还要大，也有比地球小的行星。其他恒星周围的行星系统，也和太阳系一样，会围绕恒星转，有些轨道和地球的轨道差不多大，也有些行星的轨道非常小，有些行星上可能还会存在液态的水。这也是我们目前研究或者寻找系外行星一个重要的方向。总而言之，行星系统是多种多样的。

我们刚才指出太阳是非常大的，但其实和其他恒星相比，太阳就是一个“小不点”。比如，天狼星、心宿二都要比太阳大。我们怎么知道这些天体有多大呢？除了刚才讲到的利用角尺度测出距离以外，还有其他方法。

这就不得不提到赫罗图。我们在测量了很多恒星以后，结合已知的少数恒星的质量和半径的关系，单位时间发出能量的关系，可以画一张图。横坐标是表面温度，纵坐标可以理解为绝对亮度。在赫罗图上可以清晰地看出很多恒星位于一条带里，这条带叫做主序带。主序带里面的恒星可以根据模型算出大小。主序带里的恒星大小相近，一些巨大的恒星都是恒星演化到后期的状态，比如，红巨星和红超巨星。

同样，视差法也可以应用于对恒星的距离测量。我们都站在地球上，怎么能在不同的方位观测同一个天体呢？实际上，我们并没有站在同一个地方，因为地球一直绕着太阳转。比如，夏天的时候，我们站在轨道的一边，冬天的时候，我们就在轨道的另一边了。所以，完全可以从不同的方向观测同一颗恒星，再根据视差的大小计算出距离。如果我们看到那颗星的视差角是一个角秒的话，这颗星与我们的距离就定义为一个秒差距。一个秒差距是3.26光年。这是一个比较直观的定义。一个角秒对应的视差距离叫做一个秒差距，从字面上也是很容易理解的。

现在我们知道了主序恒星的亮度信息，只要从一些比较容易测量的恒星入手，将其分好类，就能大概知道绝对亮度的信息。这就衍生出了一个新的测距方法，叫做标准烛光测距法。比如，我有一根蜡烛并已知它的绝对亮度，放到近处的时候，它就会亮一点，放到远处的时候，它就会暗一点。我可以根据这个明暗变化计算出距离。

这里我们总结一下三种测距方法。第一种是标准尺的方法，即把一个标准尺放到不同远近的地方，根据不同的角尺度，计算距离。第二种是视差的方法，视差大距离近，视差小距离远。第三种就是标准烛光的方法，在已知标准亮度的前提下，根据明暗测算距离。结合这些方法，我们可以把太阳周围恒星的距离都测算出来，进而算出其大小。

那么，在更大尺度范围内，太阳系周围有什么呢？还有一些星团、恒星形成区、分子星云，等等。

四、认识银河系

虽然恒星多种多样，但都很明显的集中分布于一条带中。这条带就是银河。弗里德里希·威廉·赫歇尔是第一位通过恒星计数得出银河系中恒星分布为一个扁平圆盘状结构的天文学家。这个结构是从侧面看，银河系是一个扁扁的盘状星系。现在我们能大致构建出银河系的正面模型。虽然我们身处其中，无法直接从正面观察银河系，但从正面看，银河系中有多条旋臂，中间有一个“棒”，所以银河系是棒旋星系。

银河系里有什么呢？旋臂上有很多明亮的部分，这些明亮的小点是星团，或者是一些很明亮的大质量恒星。暗的区域是分子云，或者是分子云里面的尘埃遮挡住了星光。从侧面看，银河系中的一些“暗条”就是尘埃，对应的模型是暗的分子云，但从正面看，这些分子云分布在旋臂里面。

银河系里一些小的结构是星团。比如M13，这是一个球状星团。很多恒星聚在一起形成了一个球状的东西，就叫做球状星团。有的球状星团中的恒星数多达数百万颗。还有一些由年轻恒星组成的星团，比如昴星团，它的宽度大概是13个光年，比太阳系大多了。

更年轻的天体结构是分子云。分子云是恒星诞生的地方。比如金牛座分子云，宽度是20个秒差距，比昴星团还大。金牛座分子云里有一些云核，里面正在形成恒星。

银河系里的恒星数量非常多，大概有千亿颗。这些恒星有不同的质量，不同的大小，也有不同的命运。比如，质量最小的那些恒星可以存在很长时间，寿命比宇宙的年龄都要长，它们会一直保持几乎不变的状态，一直存在。质量稍大的恒星，比如太阳，最终会演化成红巨星或红超巨星。这些红超巨星会演化成行星状星云，并在中间形成白矮星。在8倍太阳质量到25倍太阳质量之间的恒星，最终会演化成比红超巨星还要稍微大一点的超巨星。这种星最终会经历超新星爆发，形成中子星。质量更大的恒星，在超新星爆发后会形成黑洞。不同的演化在银河系里留下了不同的天体，比如，行星状星云、白矮星、超新星遗迹、中子星，以及黑洞。

 

举两个超新星遗迹的例子。一是宋朝时发现的客星，中国古代将突然出现的天体统称为客星。二是蟹状星云，宽度是11个光年。

我们再从整体上梳理一下银河系的组成部分。银河系是一个扁平的圆盘，盘面中间凸起的地方叫做核球，许多球状星团分布在周围，往外是暗物质组成的晕。太阳系在距离银河系中心8.5个千秒差距的地方。在整个银河系的模型中，太阳系只是一个小点。

五、认识可观测宇宙的极限尺度

就像恒星有不同的类别一样，星系也有不同的类别。如，椭圆星系和旋涡星系。银河系是一个旋涡星系。不同类别的星系，大小也不一样。我们是怎么知道这一点的呢？那就是利用刚才提到的三种测距方法，先测出距离，再计算大小。这三种方法中，最方便的是视差法，但也有局限。比如，某个天体离我们足够远的时候，视差就会非常小。这个时候就要利用其他测距方法了，比如标准烛光法。

有一些天体比较特殊，比如造父变星。它的变化周期与绝对亮度之间有密切关系，可以通过测量变化周期，计算出绝对亮度。从而通过标准亮度与表观亮度测算出距离。用造父变星测量出某些天体之后，又可以发现别的标准烛光或者别的标准尺，这样一步一步地把宇宙中不同天体的距离测算出来。所以，对造父变星的测算是天体测距里面非常重要的一步。

别的标准烛光，比如Ia型超新星，它的绝对亮度比较标准。结合其表观亮度，我们就能知道它和我们之间的距离了。知道距离后，通过测量天体的角尺度，就可以知道它的大小。

银河系周围有比较小的星系，比如矮星系，也有比较大的星系，比如一些椭圆星系。也有一些星系带有两个巨大的射电瓣，比银河系要大很多。可见，星系之间的大小差别也非常大。

在10万光年的尺度下，只能看到银河系周围的一小部分。在更大的尺度范围内，可以看到M31或者叫做仙女座星系。银河系、M31和周围其他星系，共同形成了一个星系群，叫做本星系群。有些大的星系在一起，会形成星系团，这比星系群的联系要更加紧密一些。星系团里有各种各样的现象，比如，除了那些看起来形态比较正常的星系以外，还可以看到一些亮的弧形的东西。这是背景星系的图像经过星系团的引力透镜效应以后形成的光弧。以此可以确定星系团中的物质分布。从而，我们发现了一个比较惊人的事实，即我们推测出来的质量要比我们看到的质量大很多，也就是现在认为星系团以及星系里面应该存在暗物质。而暗物质就是那些我们通常看不到、不发光的物质。

在更大的尺度范围内看，星系团是宇宙大尺度结构里的一部分，在这些如同蜘蛛网一样的结构的结点处，会有很多星系聚集在一起，所以我们现在认为星系团应该在这些地方。而在那些不是结点的地方，星系会稍微少一点，但是星系也会相对聚集，形成星系群。蜘蛛网之间非常空，天体很少，这些地方叫做空洞。

宇宙大尺度结构就是这样，像有很多肥皂泡挤在了一起，中间有很多空的地方，肥皂泡交界的地方形成了蜘蛛网，蜘蛛网上面有很多星系，星系或成团分布，或成群分布。另外，现在还无法做到直接观测宇宙的大尺度结构，只是在计算机上进行模拟，但我们相信宇宙是一个均匀且各向同性的时空，在其他区域也应该和我们可观测的这部分宇宙是一样的。

现在我们已经从我们生活的地球到了可观测宇宙的最大尺度。那么，我们再回头看一下。能看到地球和月球的尺度是10万千米。到千万公里的时候，我们就能看到太阳系几颗内行星，如水星、金星、地球、火星，但太阳已经是一个光点了。尺度扩大到10亿千米时，我们能看到一些太阳系靠外的行星，如木星、土星、天王星。到百亿千米时，就可以看到比较靠外的冥王星。

尺度进一步扩大到千亿千米时，就可以看到更靠外的柯伊伯带。虽然这里已经离太阳非常远了，但还没有走出太阳系。尺度变为一个光年时，我们就能看到奥尔特云。到10光年时，可以开始看到太阳周围的恒星。到100光年时，可以看到太阳周围一些更明亮的恒星，甚至可以看到星际的一些介质。

到1000光年时，可以看到太阳周围一些更大的结构，比如，昴星团、毕星团、猎户星云、星际介质，等等。到1万光年时，可以开始看到银河系内旋臂的结构了。到了10万光年时，可以看到比较完整的银河系的形态，以及大小麦哲伦云。到了100万光年，可以看到其他一些围绕着银河系的矮星系了。到了1000万光年时，可以开始看到本星系群，里面包含了银河系、仙女座星系和其他一些小的星系。

到更大的尺度上，可以开始看到宇宙大尺度结构了，就是如蜘蛛网一样的结构。此时标尺为1亿光年。当尺度扩大到10亿光年时，我们就可以看到宇宙更大的结构，可以看到空洞。在更大的尺度上，我们可以看到一个均匀的宇宙，这大概已经到了我们可观测宇宙的极限尺度了。我们已经不能看到更大的区域了，这就是我们现在观测的极限。

以上就是宇宙的层级，从地球到最大的可观测宇宙。虽然可观测宇宙非常大，但是最终还是要回到我们所在的地方。我们在的这个地方就是一个黯淡的小蓝点，和整个宇宙相比，地球非常渺小。但请记住，这就是我们的家园，我们看完宇宙以后还是要回到地球，脚踏实地保护好我们的家园。

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责任编辑：范璧萱

文章来源：http://www.71.cn/2022/0216/1159306.shtml