2022年度邵逸夫獎之空間天體測量

鄧勁松

（中國科學院國家天文臺 100101）

1.邵逸夫獎天文學桂冠得主

2022 年5 月24 日，單項獎金金額高達120 萬美元的邵逸夫獎公布，其中天文學獎被歐洲天文學家倫納特·林德格倫(Lennart Lindegren)和邁克爾·佩里曼(Michael Perryman)平分，“以表彰他們一生對天體測量學的貢獻”，特別是在歐洲空間局“依巴谷號及蓋亞號的構想和設計中扮演的角色”。

圖1 邵逸夫天文學獎獲得者倫納特·林德格倫(右)和邁克爾·佩里曼(左)(圖片來源：邵逸夫獎官網)

兩位天文學家均為20 世紀50 年代初生人，獲獎身份分別是瑞典隆德大學天文與理論物理系隆德天文臺的榮譽退休教授和愛爾蘭都柏林大學學院物理學院的客座教授。林德格倫一直就職于隆德大學直至退休，是瑞典皇家科學院院士，而佩里曼則曾加入歐洲空間局為之直接服務多年。他們二人是碩果累累的依巴谷天文衛星(Hipparcos)和蓋亞天體測量探測器(Gaia)任務最主要的推動者及核心科學成員。

2.天體測量學過往的興衰

眾所周知，天文學是一門以觀測為主的學科。想必很多非天文專業人士會有疑問，用現代天文儀器對天體開展的各種定量化觀測不就是測量嗎？難道這里的天體測量還有何特定所指？

翻閱全國科學技術名詞審定委員會公布的《天文學名詞》(1998年版)，能找到天體測量學的詞條釋義，即“天文學的分支，主要內容是測定和研究天體及地面點的位置和運動”；而互聯網上的英文維基百科強調天體測量是對天體位置和運動的“精確”測量。至于前者釋義中的“地面點”，是為了涵蓋國內天體測量在當代占據重要地位的大地測量應用，本篇小文并不涉及。

顯然，身為天文學最古老的一個分支，天體測量學是古代天文學的中心，也是現代天文學的基礎。沒有天體測量學，就不會有我們所需要的星圖和星表。沒有天體測量學，也不會有開普勒三定律的歷史性發現，物理學的發展和人類對世界的認識不知會走上怎樣一條歧路。而伴隨著望遠鏡等一系列先進儀器和奇思妙想的專用技術的發展，現代天體測量學得以誕生并逐漸成熟，位置(包括距離)和運動測量的天體數目和精度在過去兩百年間實現了巨大的提升。

圖2 20世紀后期天測學家眼中的天文學倒金字塔(圖片來源：Ronald Probst)

但是，到了20 世紀六七十年代，天體測量在國際上逐漸邊緣化，淪落為一個只有少數人從事的瑣碎乏味、費時費力的“技術工種”。在大部分天文學青年才俊的眼中，看不出它還能對揭示宇宙奧秘做出什么令人激動的貢獻，有何值得投身的吸引力。天測專用的子午望遠鏡被大量關停，騰出空間用于擴建天文臺的圖書館、辦公室甚至食堂。1974 年，美國弗吉尼亞大學的羅納德·普羅布斯特(Ronald Probst)在碩士論文中發布了一張漫畫——天文學的倒金字塔壓在形單影只的天體測量學家身上。漫畫流傳于國際天體測量界，表達著他們當年的無奈和困惑。

3.天測的地面之困與轉機——走向空間

天體測量學當年的困境，很大程度上是因為它已發展到了接近地面觀測條件所允許的能力極限。首先，地基光學天文觀測難以避開大氣視寧度問題，即大氣湍動造成的星像模糊(以及快速晃動)。對天體測量來說，還必須改正大氣折射現象帶來的位置畸變，這個量取決于測量時刻的天體地平高度和當地大氣實況，并且因為大氣折射率的波長依賴關系，跟天體自身的顏色和儀器的波長響應也有耦合。此外，地球重力導致的望遠鏡彎沉，溫差變化導致的熱脹冷縮，都是不可忽視的誤差來源。而考慮到地面上單臺儀器所能覆蓋的天區有限，要獲得全局意義上的天體絕對位置測量，必須將多臺儀器的不同觀測數據縫合在一起，它們之間的未知系統偏差將會在全天范圍內積累，難以消除。事實上，到20 世紀70 年代，(光學波段)絕對位置測量所能實現的最好精度停滯在0.1 角秒附近，且僅限于幾千顆最亮的恒星。

20 世紀60 年代中期，資深的法國天文學家皮埃爾·拉克魯特(Pierre Lacroute)率先提議在空間開展天體測量。他有一個天才般的創意：把方向相距很遠的兩塊天區同時成像在望遠鏡焦面的同一區域，將二者固定已知的間隔角度作為基準，于是可以將二者的恒星兩兩成對、做天球上投影位置的較差測量，再通過改變天區對來掃描全天、并實現多次覆蓋；這樣，就能把天球各處的恒星位置嚴密耦合在一起，實現全局自洽、高精度的絕對測量。而要想實現這一方案，必須擺脫地球大氣層對觀測的限制。

當代天體測量學還格外關注三角視差法對銀河系恒星距離的測量，因為距離是將張角、輻射流量等觀測量轉換為天體的物理尺寸、發光強度、質量等內稟特性的關鍵信息，而視差距離是逐級深入的所謂“宇宙距離階梯”的根基。視差，是指從兩個不同位置觀測同一物體，視方向相對于遠處背景物體的差異。我們的深度視覺基于兩眼間距，而與天文測距對應的是地球繞太陽公轉帶來的天體位置的周年視差，測量基線是地球軌道(見圖3所示天球投影位置周年視運動)。周年視差1 角秒所對應的距離，被定義為天文學的基本距離單位秒差距，約等于3.26光年。

同一視場內的天體方位基本一致，視差測量中的方位相關因子可視為相同，一般只能獲得待測天體與背景天體間的視差相對值，這限制著地面的距離測量精度。而采用拉克魯特的空間天測方案，可同時解算出待測天體和背景天體的絕對視差，這是因為它們來自方位間隔甚遠的天區對，視差因子迥異(參見圖3)。

在歐洲天體測量學界如法國的讓·科瓦列夫斯基(Jean Kovalevsky)和丹麥的埃里克·霍格(Erik H?g)等人的共同推動下，拉克魯特的方案逐步變得完善和技術可行，屬于以林德格倫和佩里曼為代表的新一代天體測量學家的空間時代漸漸拉開了帷幕。

4.依巴谷衛星與天測的鳳凰涅槃

1980年，歐洲空間局終于批準研發專用于天體測量的伊巴谷天文衛星，英文全稱是High Precision Parallax Collecting Satellite(高精度視差采集衛星)，采用縮寫Hipparcos 以紀念相傳創立三角學、發明星等、制定西方世界第一份星表的古希臘天文學家喜帕恰斯(Hipparchus)。

年輕的佩里曼在同一年入職歐洲空間局。他剛拿到劍橋的理論物理博士學位，之前研究過射電星系，而上級指派他去了解關注依巴谷項目。身為天體測量的門外漢，他本非特別情愿，但很快就被其概念的簡明巧妙和創造性迷住了。佩里曼自翌年起擔任項目科學家，同時主持科學團隊，任務是協調并獲得科學界的支持來指導設計、研制、測試及運行，確保衛星能滿足科學需求，并優化其科學能力。

圖3 小場天測的相對視差測量(小圖)與拉克魯特提議空間天測方案的絕對視差測量(圖片來源：Fran?ois Mignard)

如圖4 所示，依巴谷的望遠鏡(口徑約30 厘米)設計保留了拉克魯特的原初創意，從中劈開一面反射鏡，使兩半錯開固定角度(依巴谷的設計取29度)，將來自兩個不同方向天區(間隔58度)的光線導入共同的成像光路。衛星沿一條垂直觀測方向的軸自轉(周期約2 小時)，兩個視場一前一后掃描天球上同一個大圓，而自轉軸自身的方向進動(周期約57天)帶動掃描大圓遍歷全天——任務最終對天球各個方向實現了平均約30 次觀測。星像沿掃描方向被焦面格柵調制，位置信息被以探測時間信號的形式記錄下來。

身為霍格的學生，林德格倫比佩里曼早幾年進入依巴谷項目?；舾裨廊毁澩笥训霓揶?，說他對天體測量學的最大貢獻莫過于發現了林德格倫。依巴谷的數據處理是一大難題，用全部數據直接全局求解遠超出當年的計算能力。而林德格倫快刀斬亂麻，即刻找出一條讓人恍然大悟的捷徑，技術上可行而又足夠嚴格。數據處理被分成三步，首先是估算掃描大圓上各對恒星的間隔，然后對大圓上的恒星位置一維求解，最后結合所有大圓解計算出恒星的天測參數。作為依巴谷項目的核心成員，林德格倫自1990年起接替霍格領導兩個獨立的數據處理團隊之一。他為人低調，卻滿腦子的神機妙算，同時又追求數學嚴謹，對依巴谷衛星的方方面面都有突出貢獻。譬如，根據他別出心裁的建議，制造合束鏡時先將兩半鏡面切掉一小條，就此“神奇地”提高了成像質量。

1989年8月8日，依巴谷衛星發射，目的地是高度約3萬6千公里的地球同步軌道。衛星先進入一個近地點只有500公里而遠地點與前者相銜接的轉移軌道，但是意外發生了，遠地點發動機點火失敗，衛星被滯留在轉移軌道上，任務可能功虧一簣！在工程團隊心力交瘁之時，佩里曼臨危自薦，接過來對工程負責的項目經理一職……經過數月馬不停蹄的調整和測試，衛星在轉移軌道上艱難開始掃描觀測。盡管存在種種不利條件，頭六個月全天觀測數據的位置精度達到了約0.01角秒，已遠超地面光學天測，依巴谷涅槃重生！

依巴谷衛星一直工作到1993年，最終獲得的天測結果甚至超過了任務目標。它產生的依巴谷星表包含全天約12萬顆亮星，測光精度約千分之二個星等，絕對位置精度優于1毫角秒，而其約1毫角秒的視差測量精度，對2萬余顆近鄰亮星而言，意味著距離的不確定度優于10%。國際天球參考系在光學波段的標準實現，就是基于依巴谷星表?；舾裼质紫茸⒁獾?，測量衛星姿態的焦面設備也可以提取天體位置和星等信息，由此獲得上百萬顆恒星的第谷星表，精度介于依巴谷星表和地面天測之間，構成天文學家實用的“基本”參考架。

圖4 依巴谷衛星的望遠鏡光學設計示意圖(圖片來源：Floor Van Leeuwen)

依巴谷的天測數據還直接產生了大量的天體物理學成果。人們得以了解銀河系大尺度內的運動學和動力學，基于日地對星光的引力偏折驗證了廣義相對論，用視差距離更準確地定標造父變星“標準燭光”、從而協助哈勃空間望遠鏡確定了哈勃常數及宇宙的年齡，對年老球狀星團的距離測量解決了其年齡與宇宙年齡沖突的長期悖論，等等。

5.蓋亞探測器——天體測量的全新時代

依巴谷只是空間天體測量的小試牛刀，由林德格倫和佩里曼牽頭，歐洲天文界隨即提議了雄心勃勃的蓋亞項目，測量規模和精度要比依巴谷高幾個數量級。項目最初稱為Global Astrometric Interferometer for Astrophysics，意為“(面向)天體物理學(的)全局天體測量干涉儀”。后來放棄了激進的干涉測量概念，回歸依巴谷方案的設計原則，但英文縮寫名Gaia得以保留，對應希臘神話生育天空和時間等遠古眾神的大地母神。

蓋亞天體測量探測器成為歐洲空間局的旗艦型項目，于2014 年發射，目前仍在軌工作。跟依巴谷衛星不同，它運行在環繞日地第二拉格朗日點的軌道上，此處位于日地聯線的外側，距離地球約150萬公里，能擺脫地球對視野的遮蔽，穩定的熱環境也利于最小化儀器熱形變帶來的測量誤差。

蓋亞由兩臺全同的三反消像散望遠鏡構成，經由合束器將不同方向的兩個天區同時成像在共同焦面上(圖5)。望遠鏡的主鏡尺寸約1.5×0.5 米，焦面由百余片CCD探測器拼接覆蓋(見圖5右下及小圖)，像元總數高達10 億。兩個觀測方向的夾角固定為106.5 度，借助激光干涉測量將變化控制在微角秒量級。蓋亞跟依巴谷一樣通過自轉(每秒一個角分)掃描天球大圓，天區依次掃過焦面上的星像捕獲區、位置天測區、星等測光區、視線速度區，而自轉軸進動周期約2 個月，任務期間計劃對天球各方向實現平均約70次采樣。

圖5 蓋亞天體測量探測器的望遠鏡及焦面示意圖(圖片來源：歐洲空間局Gaia官網)

在蓋亞任務中，佩里曼長期擔任項目科學家并主持科學團隊，直至2008 年，而林德格倫則組織和領導了數據的處理和分析工作。

蓋亞任務計劃測量數十億顆恒星(占銀河系恒星總數約百分之一)，外加一批河外天體，數據量極其龐大。不過，現今的計算能力也已遠非依巴谷時代所能想象。因此，任務選取上億顆恒星的數據做大規模整體迭代計算，獲得包含天體測量參數、衛星姿態參數、儀器幾何定標參數、(廣義相對論效應的)參數化后牛頓修正在內的天測核心解?；诤诵慕?，再推算出剩余大部分恒星的天測結果。隨著觀測數據的逐年積累和持續迭代，測量的規模和精度也不斷提升，結果定期向翹首以盼的全球天文界發布。

蓋亞最終版的測量結果將基于十年的觀測數據，而截至目前發布的第三版，它已獲得15 億顆恒星的完整天測參數，包含天球位置、周年視差和自行(天球上投影運動)，測量出3 千萬顆恒星的視向速度，捕獲到1千萬顆河外的星系或類星體以及16萬顆太陽系天體，還實現了太陽系近鄰約100 秒差距范圍內30 多萬顆普通恒星的詳盡編目。它對亮于15 等恒星(比依巴谷星表暗大約10 倍)的位置測量精度達到了0.01～0.02毫角秒，而至于視差測量得到的距離值，不確定度優于10%的已有超過5 千萬顆恒星。

蓋亞還被巧妙設計成能同時開展恒星物理參數的直接測量。其焦面的測光區已產生15 億顆恒星的兩波段星等。注意，實際被成像在測光區的是棱鏡生成的天體低分辨率光譜。借助這些光譜，蓋亞已測得5億顆恒星的有效溫度、表面重力常數、金屬豐度(泛指氫和氦之外的元素)、星際消光量等基本參數。對于亮星，還可以從視向速度測量用的高分辨率光譜中提取更多物理信息。

為進一步展示蓋亞強大的科學能力，從其已發表的浩瀚天文和天體物理學成果中擷取二三，合成圖6 以饗讀者。左上所示是用1.5 萬顆近鄰白矮星的蓋亞數據繪制的赫羅圖(絕對星等對應發光強度、而顏色指示溫度)，其分布偏離了不同質量白矮星的冷卻模型，卻符合一個有趣的、但多年來未能驗證的理論預言：白矮星的內核會在冷卻中固化結晶(釋放相變潛熱從而改變冷卻過程)。左下突出顯示了蓋亞揭示出的一些特殊恒星(星號)和球狀星團(圓圈)，它們的運動方向與銀河系恒星主體相反，并且因其元素豐度而在赫羅圖上占據特殊位置——理論模擬計算反溯出一個古老的矮星系，約在百億年前被銀河系吞噬，引發了內銀暈和厚銀盤這兩大結構的形成，它被命名為蓋亞-恩刻拉多斯(Gaia-Enceladus)。右圖是銀盤上6百多萬顆恒星在相空間上的分布，呈現出優美的“蝸殼”狀結構，很可能是數億年前銀河系最近一次與某個相伴矮星系碰撞所導致的相混合現象。

6.額外的期待——從系外行星到“宇宙漣漪”

我們知道，恒星在系外行星的引力作用下，也會繞二者質心做小幅的開普勒軌道運動，早在一兩百年前就有通過天測尋找系外行星的失敗嘗試。根據預估，蓋亞的精度足以發現至少2 萬顆系外行星，但在第四版數據前不會透露相關結果。值得一提的是，佩里曼曾于2005年主持歐洲天文界的系外行星工作組，之后以一己之力編著了《系外行星手冊》這本優秀參考書，匯總了系外行星科學的技術、事實和理論。他是否正在熱盼著蓋亞樹起系外行星探測的天測法大旗呢？

圖6 蓋亞幾例有趣的科學成果：左上是用赫羅圖對白矮星內核結晶化理論預言的證實(圖片來源：Tremblay等人、Nature期刊)；左下用星號和圓圈標注出百億年前撞入銀河系的矮星系蓋亞-恩刻拉多斯的“遺存”(圖片來源：Helmi等人、Nature期刊)；右圖是銀盤恒星在相空間上“蝸殼”狀的相混合現象(圖片來源：Antoja等人、Nature期刊)

蓋亞的高精度天測，要求在全天球都必須考慮太陽和地球對星光的引力偏折。反過來說，這也是對愛因斯坦廣義相對論(及與之競爭的新引力理論)的重要檢驗，精度相對于依巴谷將會是一個巨大躍升。

蓋亞數據還有望用于甚低頻引力波的探測。近幾年被地面探測器捕獲的是恒星級質量黑洞或中子星的兩兩碰撞事件，信號頻率高，只需要短的探測“臂長”；而尚待發現的甚低頻引力波，可能源自星系中央超大質量的黑洞或雙黑洞，信號周期長達數月到幾十年，它們彈撥起光年尺度的宇宙漣漪，微微擺弄著所掃過天體的位置。一方面，對于一批雙星系統中的毫秒脈沖星，可借由伴星的蓋亞數據定出精確距離、自行等，幫助脈沖星計時陣提高甚低頻引力波的探測靈敏度。另一方面，也可以在海量恒星的視位置變化中仔細尋覓引力波導致的大尺度下規則性的振動印跡，難點在于處理高達200 太字節的蓋亞數據，堪稱大海撈針。幸運的是研究表明，有方法將數據壓縮百萬倍而僅損失1%的靈敏度，探測能力不遜于脈沖星計時陣。使用類星體的天測結果，也有可能在小數據量上實現同等靈敏度，因為它們極其遙遠(但極明亮)，內稟自行可忽略不計。