本文来自微信公众号：造就（ID：xingshu100），作者：廖石龙（中国科学院上海天文台），原文标题：《廖石龙：神秘的Gaia卫星，是如何丈量银河系的？》，题图来自：视觉中国

恐龙看到的北斗七星和我们看到的有什么不一样？从肉眼观星到天体测量，有哪些历史性事件？银河系中心大质量致密天体是如何发现的？本期造就TALK——“什么是快乐天文”有幸邀请了上海天文台的廖石龙与我们聊聊Gaia时代的空间天体测量。

一、北斗七星的古往今来

北斗七星，真的是你看到的那样吗？

北斗七星由大熊座里亮度较高的七颗恒星组成，看上去就像一个勺子，很容易辨认。

然而大家可能不知道，北斗七星在空间中的形状与我们肉眼看到的并不相同，正如右图所示，下方黄色的点显示的是我们日常生活中看到的北斗七星的样子，而上面蓝色的点展现的是北斗七星在空间中真实的形状。

为什么会不一样呢？这是因为北斗七星虽然看似是一个系统框架里的恒星，但实际上它们离地球的距离不等，也就是说它们不处于同一个平面，所以在空间中呈现的形状才会与我们平时看到的不一样。

北斗七星组成的图形，一直以来都是一样的吗？

众所周知，宇宙万物都处在运动与变化之中，恒星也不例外，下方左图中红色箭头的指向代表北斗七星各恒星的运动方向，箭头长短则代表其运动的快慢，从中可以看出：随着时间的推移，北斗七星的位置是会变化的。

大家可以设想一下，如果有一天你穿越到过去，6500万年前，和恐龙同处一个时代，是否也能用北斗七星指引方向呢？

我们用现有的数据进行模拟，右图红点显示的就是我们预测的30万年前北斗七星可能的位置。从中可以看出，30万年前北斗七星组成的形状就已经变了，如果是6500万年前，它的形状应该会更不同，彼时若想通过北斗七星辨别方向就会变得很困难。

因此获取空间中这些恒星的位置、运动情况还有距离是十分重要的。那么该如何获取这些信息呢？天文学里有一门学科叫天体测量，就可以解决这个问题。

二、从肉眼观星到天体测量

一直以来，天文巡天（指大区域测定天体位置、亮度等信息）和编制星历表在人类生产生活中都具有重要的科学和应用价值。

古人最初目视观星、创制星表，一是粗定时，预报节气和气候现象，用以指导百姓耕种、皇家祭祀活动等等；二是粗定向，用以指引海陆远征时的方向。

在人类几千年的目视天体测量观测历史中，中国也发展了很多有名的目视观星利器，比如说圭表、简仪等等。如果大家去参观紫金山天文台或者北京古观象台等等这些地方的话，就能看到类似的仪器。

一直到了十七世纪，意大利物理学家和天文学家伽利略发明了天文望远镜，再后来时间摆钟的发明、照相术的应用等等，使得现代天文学逐渐发展起来。

那么在现代天文学里面，什么是天体测量呢？

天体测量，就是测量并研究各类天体的位置、运动和姿态信息，包括人造天体、太阳系、更遥远的恒星甚至黑洞等等。

其最主要的使命是创建并维持可供人类统一使用的最高精度的“航向灯塔”，即时空参考基准，为天文探索提供“寻宝地图”，为天文学家研究银河系、研究宇宙提供最基础、最可靠的数据。

作为几乎所有天文学研究的基础，精确的天体距离测量能为我们揭开宇宙的面纱。但由于天体距离地球十分遥远，因此距离测量也是天体测量中最难的。

常见的测量天体距离的方法有哈勃-勒梅特定律、标准烛光法、分光视差法等等，这些方法在一定程度上都依赖物理模型、经验公式，因此无法保证其准确性。

其它的测量方法还有雷达/激光测距。我们发射一束激光到人造卫星上，接收其反射回来的信号，通过测量这个时间差我们就可以获得这之间的距离。然而这个方法仅对近距离目标有效，并不适用于宇宙中绝大部分的天体，如果要测量太阳系以外的恒星，三角视差法更可靠。

相对视差测量VS绝对视差测量

那么我们先来聊聊什么是视差，举个简单的例子：在一块背景墙前，伸出你的大拇指，然后闭上你的右眼，用左眼看它；再闭上你的左眼，用右眼看它，你会发现大拇指的位置发生了变化。这是因为我们两只眼睛有一定的距离，所以在看同一个物体时产生了视差。

因此从有一定距离的两个点观察同一个目标所产生的方向差就是视差，若能测出观测角度的变化，我们就能得到这个视差。

下图展示的便是三角视差法：六月份的时候，我们在地球上对某一天体拍摄一张照片，等到12月份，地球转到太阳另一侧时，我们再对该天体拍摄照片。通过这个方向的变化，我们就能把天体的位置测量出来。

由于这个方法运用的只是简单基础的几何原理，因此十分可靠。有了这种方法后，我们便在思考如何才能把距离测得更精准，这就涉及到两个概念：相对视差测量和绝对视差测量。

相对视差测量，简单来说就是利用地球围绕太阳公转，分距太阳两侧的机会（6月份、12月份），测量同一颗目标星相对于背景暗弱恒星（通常距离更远）的视差，从而获得目标星的位置距离。

虽然背景星离我们更远，但它仍然会有视差变化，因此这种方法就会将背景星的视差代入目标星的视差中，使得测量的目标视差角变得比实际要小，让人误以为目标星距离更远。

但如果我们把望远镜做一个比较特殊的设置，两个望远镜同时进行拍摄，放到同一张照片上，就能在数学上扣除背景星视差带来的影响，我们把这种方法叫绝对视差测量。这也是我们接下来要讲的欧空局Gaia（盖亚）卫星的测量原理。

地面光学测量VS 空间光学测量

除了测量方法之外，测量位置也十分重要。大家应该听过一个成语叫“风起云涌”，大风刮乌云涌，随着风吹，地球大气就会发生抖动；此外大气对恒星发出的光会有折射效应，这些因素将使得在地面进行观测时星象模糊，星星间发生位置畸变。

上面两幅动图分别展示的是我们在地面上对恒星和对月球的拍摄。从中我们可以看到，由于受到大气影响，星象在不停抖动，月球表面的陨石坑也在发生变化。为了避免这些干扰，我们选择到太空中进行观测。

那么，去太空观测有哪些好处呢？

首先可以避免地球运动的干扰，譬如地球自转、板块运动等等，这些都会影响我们天体测量的精准度；

其次，在地面上观测，大气会对恒星发射的光或者电磁波有吸收效应。其实大部分光都不能透过大气，仅有少部分的可见光或者是射电波段的光才能透过，而在太空中由于不受大气影响，因此可测量所有波段；

此外还有一个优点，前面我们有提到绝对视角测量，而获得绝对视差的关键就是大角度观测，太空中几乎没有什么遮挡物，视野非常广阔。

三、空间天体测量卫星——Gaia

在人类发展的两千四百多年间，天体位置测量的数量与精度在不断提升，出现了很多历史性事件：

譬如公元前300年，中国天文学家石申建立了人类最早的一部星表，记载着大概120颗恒星的位置；喜帕恰斯创立了球面天文，直到现在球面天文仍是天体测量学的基础理论之一；17世纪，伽利略发明了天文望远镜，首次将望远镜对准太空；1989年欧空局发射了第一颗空间天体测量卫星，建立了第一部天体测量星表……

上图中圈出来的这几个事件实际上都发生在近现代，得益于科学技术的发展，近现代我们天体位置测量的数量和精度较之前有大概一万到十万倍的提升。若按照17世纪以前的发展速度，估计要2500年才能达到如今我们的观测水平。

接下来我们要讲的是欧空局第二代空间天体测量卫星——Gaia卫星，它的精度更高，大致为10个微角秒量级，相当于我们从地球上能够看见月球表面的一枚硬币尺寸，此外在观测数量上也提高了很多倍，可达到10亿颗量级。

那么Gaia卫星在太空中是如何进行观测和记录的呢？

为了测量绝对视差，Gaia卫星上携带有两台望远镜，观测过程中两者指向的夹角（基本角）固定维持在106.5度。随着Gaia卫星不停自转，太空中各星体发射的光经过其望远镜最终会成像到CCD相机上。

CCD相机上不仅会记录星体的位置，还会记录其颜色，蓝色波段或者红色波段，此外还要对其光谱进行测量分析来测定该星体离我们远去或者靠近的速度，随后这些数据信息会被转化为二进制最终传回地球，供地面的科学家们进一步处理分析。

上图便是Gaia卫星通过22个月的时间，不停扫描太空绘制出来的天球全貌，中间比较亮的一带就是我们的银河系，右下角的两团亮点则是大小麦哲伦星云。

Gaia卫星丈量银河系采用的是全天球扫描式的高精度天体测量，两色测光（红、蓝波段），其观测目标达10亿颗量级，可提供五维甚至是六维的数据，涉及位置、绝对视差、自行以及亮于17等目标的视向速度等。

作为第二代天体测量卫星的Gaia，其关键科学目标包括参考架，银河系的形成、结构及演化，恒星物理，暗物质等等，几乎囊括了天文学研究的大部分领域。

Hipparcos VS Gaia 

那么与1989年发射的第一代天体测量卫星相比，Gaia有哪些进步呢？

首先是星等上的进步。

在天文学里面，星等用来表示星的明暗，数字越小代表越亮，数字越大则代表越暗。第一代天体测量卫星Hipparcos（依巴谷）的星等极限约12星等，第二代的Gaia约为21星等，也就是说Gaia能看到比Hipparcos暗9个星等的目标。

其次是天体数目上的显著增加。

2020年底Gaia发布的第三批数据显示其看到的天体数目已有18亿，相较于Hipparcos只能看到大概12万颗目标，这之间的差距是非常大的。

此外位置精度上，也由第一代的1000个微角秒，提高到了10个微角秒量级。

接下来我们对比一下二者的探测范围：

左图是一个假想的银河系正面图，我们可以看到银河以及它的旋臂，其中黄色的小圆圈指的是Hipparcos有效探测的范围，它几乎就在悬臂上，可见第一代天体测量卫星的探测距离十分有限。

而右图的黄色区域是Gaia卫星目前有效探测到的区域，可以说几乎涵盖了银河系的1/3。未来随着技术的发展，我们希望可以探测整个银河系，届时我们就能拥有整个银河系的地图。

四、Gaia天体测量数据的应用

那么这些精度非常高的数据，我们能用来做哪些研究呢？接下来我将给大家举几个天体测量的例子：

宇宙中的“锚固点”——类星体

太空中有一类非常特殊的天体，我们称之为宇宙中的“锚固点”，也叫类星体（银河系外能量巨大的遥远天体）。通过Gaia卫星，我们可以观测到大约300万颗类星体的精确位置，而通过其他方法如射电方法，大概只能观测到4500多颗。

这类天体由于距离我们十分遥远，因此可以把它的运动和视差角看作是零，也就是说它的位置是永远确定的，无论你站在什么位置看它都是同一个方向。那么这种不动的“锚固点”有什么用呢？

1）更准确地测量目标移动

在天文学中要测量目标的移动，在只有一台望远镜的情况下，我们就只能借助背景星来测量。但背景星的距离是有限的，因此背景星的运动就会影响我们测量的准确性。若能利用稳定不动的类星体作为参考点，我们就能更准确地测量目标的移动。

2）了解真实的地球自转

众所周知，地球自转与我们的日常生活息息相关，影响着我们的时间、导航甚至是国防等等。

然而我们的地球并不是一个刚体，它有大气、海洋，内部还有地幔、地壳等等结构，而这些因素会引起地球的自转轴在空间中发生变化，自转速度也会发生变化，有时快有时慢，因此我们需要了解地球到底是如何自转的。

我们可以通过观测天上的星星来了解地球的自转情况。如果观测的星是动的，测量的精度就会受到影响，因此为了更精确地监测地球自转，我们需要观测像类星体这样不动的目标。

3）测量太阳系绕银河系中心旋转的加速度

大家可能都看过《流浪地球》这部电影，假使地球不再能生存，我们就需要寻找一个合适的地方把地球推过去。这个时候你就需要清楚你自己的位置，还要知道太阳系是如何运动的。

对于太阳系的运动，科学家们提出了一个模型（如上图所示）：太阳系围绕银河系的中央做圆周运动，周期大概是2.26亿年，速度约220公里每秒。那么如何验证这个模型呢？

我们都知道做圆周运动会受到向心力的影响，因此我们只需要测向心力、测加速度就能知道这个模型是否准确。那又该如何测量这个加速度呢？

大家可以先看上面这张图，这张图展示的就是我们的测量原理。下雨天，你手里举着一把伞，在没有风的情况下，雨水是垂直淋下来的，并不会淋到你的脚；但如果你跑动起来，雨落的方向就会发生变化，这个时候你的脚就会被淋湿。

实际上天文观测也是一样。当恒星发出的光射入我们地球时，我们用望远镜去观测，如果地球是静止不动的，那么我们的观测方向就不会发生变化；但我们的地球是动的，因此观测方向就会发生变化，这种现象在天文学里叫光行差，其本质原因就是光速有限以及观测者存在相对运动。

而右边这张图展示就是我们利用类星体来测量加速度的大小。我们将望远镜对准了这些遥远的“锚固点”，因为它们是不动的，所以说只要我们测出它们动了，就可以说明我们自己是动的。

如果将望远镜绕着银河系来转，它的速度就会在加速度的影响下不断发生变化，通过测量这种变化，我们就可以获得加速度的大小。此外，我们可以看到图上的那些锚固点，它们的运动方向一直是向着银河中心的，这也跟我们前面提到的预测模型一致。

致密天体或黑洞

众所周知，2020年诺贝尔物理学奖授予了银河系中心大质量致密天体的发现。我们可以看到右边这张图，放大的圆圈就是S2恒星围绕银河系中心的运动轨迹。

S2恒星极其靠近银河系中心，从1992年开始天文学家就对其轨道进行观测，由于这颗恒星在不到16年的时间内就完成了围绕银河系中心的完整运行，因此科学家们得以绘制出它的完整轨道。

通过分析S2恒星的运动模式，科学家们认为在银河系中心存在一个提供引力的天体，根据其轨道的大小和周期，最终测得该中心天体的质量大约为400万个太阳质量。

理论上，我们预测银河系中大概有数千万的黑洞，质量越小数目就越多，而实际上我们观测到的黑洞却只有图中这些，还缺失了3-6个太阳质量的黑洞（下图红色方框），可见现实的观测水平与理论还存在巨大差距。

其中蓝色的点指的是用激光干涉引力波天文台（LIGO）发现的黑洞，而紫色指的是用天文学传统方法发现的黑洞。

那么如何发现更多的黑洞呢？Gaia将提供更高效的方式。

我们都知道，Gaia会不停地扫描我们整个宇宙。随着这些扫描，我们就能对整个天球中Gaia能见的这些恒星的运动进行测量与记录。通过分析这些恒星的运动，将有轨道运动的目标找出来，确定其轨道的大小和周期后，我们就能测量为其提供引力的天体的质量，这也是天体测量高效发现黑洞的的原理。

可以说，Gaia是天体测量史上的一个里程碑式项目，也是迄今为止实施精度最高的项目。除了可以更高效地发现类星体、致密天体之外，Gaia还能为银河系的结构和动力学、恒星形成和演化提供距离、运动等关键数据。

德国海德堡大学教授、Gaia科学委员会数据处理负责人U.Bastian曾评价Gaia道“Gaia将照亮天文学的每一个角落”。

实际上我们国家也即将发射自己的空间望远镜——中国空间站工程巡天望远镜（简称CSST）。对比其他同类项目，比如欧空局2022下半年即将发射的Euclid，还有不早于2025年发射或运行的WFIRST，它在像素、巡天面积、角分辨率等等方面都具有优势。

作为我国载人航天工程重大科学项目，CSST将于2024年发射入近地轨道开展巡天观测，预计将运行至2035年。希望未来能有更多的人加入我们，利用这个望远镜做出更杰出、更一流的工作！谢谢大家。

参考文献：

[1]Prusti, T., De Bruijne, J., Brown, A. G., Vallenari, A., Babusiaux, C., Bailer-Jones, C., et al. (2016). The Gaia mission. Astron. Astrophys. 595, A1.

[2]Lindegren, L., Klioner, S., Hernández, J., Bombrun, A., Ramos-Lerate, M., Steidelmüller, H., et al. (2021). Gaia Early Data Release 3-the Astrometric Solution. Astron. Astrophys. 649, A2. doi:10.1051/0004-6361/202039653

[3]Klioner, S., Mignard, F., Lindegren, L., Bastian, U., McMillan, P., Hernández, J., et al. (2021). Gaia Early Data Release 3-acceleration of the Solar System from Gaia Astrometry. Astron. Astrophys. 649, A9.

参考资料：

https://baijiahao.baidu.com/s?id=1693825392728477503&wfr=spider&for=pc

https://blog.sciencenet.cn/blog-2754494-1111948.html

https://baijiahao.baidu.com/s?id=1679817599782127861&wfr=spider&for=pc

http://www.nao.cas.cn/csst/

https://baijiahao.baidu.com/s?id=1682398966895324688&wfr=spider&for=pc

本文来自微信公众号：造就（ID：xingshu100），作者：廖石龙（中国科学院上海天文台）