本版之前的文章曾介绍，距离我们过于遥远的造父变星，其亮度变化已无法识别。因此，使用造父变星的周光关系推算恒星实际亮度，进而推算出恒星距离的方法，最多适用到大约一千万秒差距。要测量更加遥远的天体距离，自然要寻找比造父变星更亮的天体。超新星可承担这样的任务。

单从名字上看，超新星给人以年轻而充满活力的感觉。实际上，超新星却形成于大质量恒星在寿命末期的一次颇为壮观的爆炸过程，可看作是这些恒星死亡前的“回光返照”。超新星爆发后，突然增大的星体亮度可维持几周到几个月时间，其间所释放的能量甚至可赶上太阳在十亿年间所释放的能量总和。

根据光谱特征的不同，超新星可分为Ⅰ型和Ⅱ型两个大类，而Ⅰ型超新星又可再细分为Ⅰa和Ⅰb两个亚型。除了光谱特征的区别外，两类超新星光亮变化的特点也有所不同：Ⅰ型超新星在爆发后亮度持续下降，Ⅱ型超新星的亮度会经历下降、平稳、再下降的过程。

超新星是相当明亮的天体。早在900多年前的宋朝，我们的祖先就已注意到了它的存在。据史书记载，公元1054年7月4日清晨，天空突然出现一颗非常明亮的星，直到23天后才逐渐暗淡。而它完全消失不见，则是两年之后的事情了。对于这个星空中的“不速之客”，我们祖先形象地以“客星”命名。直至现在，我们仍能在客星所在位置，观察到那次超新星爆发遗留物形成的蟹状星云。

通过对距离我们较近、能比较准确测量距离的超新星进行观测，天文学家发现，Ⅰa型超新星的实际亮度基本相同。这使得我们可确定超新星的一个“标准亮度”。一旦观测到某个遥远星系或星团中Ⅰa型超新星爆发，通过对超新星“标准亮度”和地球上实际观测到的亮度进行比对，就能推算出超新星与地球之间的距离，进而推算出其所在星系或星团与地球之间的距离。

对于异常遥远的天体，虽然一颗恒星的亮度和形态已暗弱到难以识别，但凭着“众人拾柴火焰高”的集体力量，大量恒星所组成的星团或星系，其光谱信息还是可以被我们观测到的。通过我们前面介绍过的“多普勒效应”，天文学家可获得星系的运动状态，并结合相关物理认识来推断星系与地球间的距离。

1977年，天文学家塔利和费舍尔通过对距离地球较近的旋臂星系进行观测，总结出一个规律：星系的实际亮度与星系旋转速度的4次方成正比。从理论上讲，这个规律是容易解释的——按照万有引力定律，星系旋转速度越快，星系中天体的质量就越大，而恒星发光的能力又是和质量成正比的。星系在旋转时，一侧会向着观测者运动，而另一侧会向远离观测者运动。由于多普勒效应，星系的光谱谱线同时有红移和蓝移的成分，叠加在一起后，就使得星系光谱谱线展宽，变得更“胖”了。天文学家获得星系的光谱信息后，分析光谱“变胖”的程度，推算出旋转速度，再结合塔利和费舍尔发现的定律，就能确定星系的实际亮度，进而依照地球观测到的亮度，计算出星系离我们有多远。

当然，并非所有星系都是旋转的旋臂星系，因此这种方法的使用范围也有一定限制，这里就不作介绍了。

通过基于不同距离构建的“量天尺”，我们对宇宙的丈量，从地球一直延伸到数百亿光年之外。虽然适用范围有所不同，但这些“量天尺”都有一个共同特征：我们通过周边的事物发现规律、获得标尺，再将其运用到更加遥远的世界。

图①：客星的遗迹——蟹状星云。

图②：一颗Ⅰa型超新星（图片左下角）。