来源：中国科学院高能物理研究所

　　自类星体发现半个多世纪以来，测量它们的宇宙学距离一直是天文学家面临的重大难题。近日，中国科学院高能物理研究所王建民研究员领导的团队发展了一种全新的几何测距方法，成功测量了类星体 3C 273 的宇宙学距离。相关文章“A parallax distance to 3C 273 through spectroastrometry and reverberation mapping”，于 1 月 13 日发表在《自然·天文》 (Nature Astronomy) 上。这种几何方法具有传统工具不可比拟的优势，为解决日益严重的“哈勃常数危机”提供了新途径。审稿人认为这项工作是提高黑洞质量和宇宙学距离测量精度的必经方案，十分及时和令人激动，将深受学界欢迎。 

　　类星体几何距离测量需要极高空间分辨率的观测，且只能通过干涉突破瑞利极限得以实现。GRAVITY 装置是欧洲南方天文台耗资近亿欧元、历时十年完成的终端仪器，装配在世界上最先进的甚大望远镜光干涉阵列（VLTI）上，它在近红外波段实现了高达 10 微角秒的空间分辨率，相当于一台口径 130 米的望远镜，已经在系外行星、银心黑洞、微引力透镜等研究领域得到大量科研成果，不断刷新人类对宇宙的认知。在 2017 年到 2018 年间，GRAVITY 团队成功测量了类星体 3C 273 的宽线区角径为 46 微角秒，是目前人类对活动星系核宽线区所做的空间分辨率最高的观测。

　　几何方法测距还需要获得类星体宽线区的精确物理尺度，这可以通过观测类星体发射线光变相对连续谱光变的延迟（即反响映射观测）来实现。王建民团队从 2012 年以来一直使用丽江的 2.4 米望远镜对活动星系核的宽线区进行长期的光谱监测，利用反响映射观测技术，发现了超爱丁顿吸积的活动星系核具有特殊性质，包括发射线相对连续谱光变之间的延迟缩短、存在黑洞饱和光度等现象，这些现象获得了美国斯隆巡天计划观测证实。在近十年中，该团队系统发展了各种必需的分析方法和软件，通过最大熵、马尔科夫链蒙特卡罗等方法可获得宽线区的物理尺度、宽线区气体几何结构和动力学状态、测量中心黑洞的质量，为高精度测量黑洞质量和宇宙学距离奠定了扎实基础。

图(a)为欧洲南方天文台甚大望远镜的照片; 图(b)为云南天文台丽江 2.4 米望远镜照片，由王建民团队提供；图(c)为美国 Steward 天文台 Bok 2.3 米望远镜照片

　　在 GRAVITY 团队发布了类星体 3C 273 的干涉观测结果后，王建民团队敏锐地意识到两套独立观测数据之间的互补性：GRAVITY 观测的是宽线区的张角，而反响映射观测的是物理尺寸，二者结合可实现高精度测距。该团队利用 GRAVITY 干涉数据，巧妙地结合中国科学院云南天文台丽江 2.4 米望远镜和美国 Steward 天文台 Bok 2.3 米望远镜长达 10 年的反响映射数据，通过建模综合分析，获得了 3C 273 的角距离为，哈勃常数为 
仅仅借助 3C 273 单个类星体的观测数据，哈勃常数测量的统计误差仅有 16%。

　　3C 273 距离地球大约 20 亿光年，远远超出利用造父变星测量距离方法的极限。王建民团队将 GRAVITY/VLTI 观测与反响映射观测联合分析，实现了类星体距离的直接测量，为解决哈勃常数危机提供了新方法。这种方法不依赖于任何已有的距离阶梯，也不依赖于传统工具必需的消光、红化以及标准化等改正，而且系统误差可进行观测检验，为精确丈量宇宙几何、研究宇宙膨胀速度和历史开辟了一个新途径。 

图(a)为反响映射观测得到的连续谱、发射线光变曲线及其拟合结果；图(b)为 GRAVITY 观测得到的发射线轮廓、较差相位曲线及其拟合结果；图(c)为拟合得到的 3C 273 距离、宽线区半径和黑洞质量的概率分布。图片由王建民团队提供

　　目前，GRAVITY 团队和王建民团队正在积极协同观测，扩大样本。根据 GRAVITY 现有的观测能力，大约有 50 个活动星系核可以作为 GRAVITY—反响映射协同观测目标，在未来几年内有望将哈勃常数的测量精度提高到2% 以上，为解决“哈勃常数危机”提供独立和精确的测量。而在未来的 5 年，下一代 GRAVITY 的观测能力将大幅提高，届时将能够实现对红移高达z=3 的类星体进行距离测量，建立宽红移范围的距离—红移关系，直接测量哈勃参量、研究宇宙的膨胀历史以及检验宇宙学模型。这将开拓我们对宇宙学、暗物质和暗能量以及新物理的深刻认识。 

　　这项研究得到了国家自然科学基金委重大项目和科技部重点专项支持。  

　　背景知识

　　宇宙学以高精度测量距离为观测基础。上世纪 20 年代，美国天文学家E.Hubble（哈勃）发现宇宙正在膨胀: 大多数星系正在远离我们而去，且退行速度（红移）和星系的距离成正比。这一比例系数如今被称为哈勃常数，它表征了宇宙当前的膨胀速度。观测宇宙学的核心之一就是测量距离—红移关系，它描述了宇宙膨胀历史，可直接回答关于宇宙年龄、几何、组成成分等基本问题，甚至能够检验很多新物理的预言。在天文观测中，遥远天体的红移可以精确获得，但距离的精确测量从来都是天文学家的最大难题。 

　　传统的距离测量工具以造父变星和 Ia 型超新星为主。在哈勃定律发现初期，距离测量主要基于美国天文学家H.S.Leavitt 在 1912 年发现的造父变星中的周光关系，即光变周期和光度成正比。因此通过测量造父变星的周期就可以计算绝对光度，进而估计距离。这一方法具有强大的生命力，从 100 多年前到现在仍然是距离测量的主要工具之一。目前，天文学家观测到的最远的造父变星距离地球为 29Mpc（约 1 亿光年），更远的造父变星由于太暗而无法观测，而且这一工具受到消光和红化的影响。幸运的是，以著名的 Chandrasekhar 白矮星质量极限为理论基础，人们发现 Ia 超新星可以作为标准烛光，为测量更远的距离打开了新的大门。超新星爆发时的光度很高，与整个星系相当，使天文学家可以测量比造父变星更远的距离。借助这一方法，S.Perlmutter, B.Schmidt 和A.Riess 测量了高红移超新星样本，获得了距离—红移关系，发现了宇宙的加速膨胀和暗能量。2011 年他们获得了诺贝尔物理学奖。与造父变星测距类似，因涉及光度，这一方法也依赖于消光和红化改正，此外还受限于 Phillips 关系的标准化过程。

　　20 世纪另一项重大突破性的发现是宇宙微波背景辐射，对它的测量使天文学进入“精确宇宙学”时代。给定一个参数化的宇宙学模型，就能由微波背景辐射的各向异性获得宇宙学参数，包括哈勃常数。然而，随着观测精度的提升，传统方法和微波背景辐射给出的哈勃常数之间出现了高达 4.4σ的偏离。这称为“哈勃常数危机”。这一危机意味着要么观测存在未知因素的影响，要么宇宙学的标准模型需要修改，新物理很有可能蕴藏其中。在这样一个十字路口，天文学家对高精度新工具的需求日益紧迫。新工具应该既不依赖于已有的距离阶梯，也不依赖于标准宇宙学模型，还要有与已有测量可比拟的精度（2% 左右）。