科学探索|我们能看到最遥远的恒星有多古老？
北京时间8月6日消息 ， 当我们望向宇宙深处时 ， 我们看到的并不是今天的天体 ， 而是它们在到达地球的光线发射时的样子 。离我们最近的恒星是比邻星（Proxima Centauri） ， 距离我们约4.24光年；换言之 ， 我们现在看到的是它在4.24年前的发出的光 。然而 ， 对于更远的恒星 ， 当我们回望它们时 ， 还必须考虑到宇宙的膨胀 。
而且 ， 这些恒星也是在很长一段时间之前形成的 ， 比如比邻星诞生于48.5亿年前 ， 比太阳还要古老 。
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在“大天文台宇宙起源深空巡天计划南天区”（GOODS-South field）的紫外光图像中可以看两个邻近宇宙的星系 ， 其中一个正在活跃地形成新恒星（蓝色） ， 另一个则只是普通星系 。在背景中 ， 可以看到遥远的星系及其星族 。根据星系内部恒星的年龄 ， 以及已测量到的星系距离 ， 我们可以确定它们内部的恒星是何时形成的 。
我们如何将目前已有的数据整合起来 ， 确定宇宙中所有恒星的年龄？我们知道宇宙有138亿年的历史 ， 而可观测到的宇宙跨度约为465亿光年 。那么 ， 这两者之间的关系是什么？当我们观察一颗恒星时 ， 我们可以知道它与我们的距离 ， 但是我们如何知道它的年龄呢？
这是一个很好的问题 。想要回答这个问题 ， 就需要我们把两种非常不同的信息放在一起 。以下我们就来了解天文学家是怎么做的 。
当我们观察非常邻近的宇宙中的恒星 ， 比如银河系或许多邻近星系中的恒星时 ， 我们可以对单个恒星的属性进行测量 。不仅如此 ， 其中一项属性——恒星目前与地球的距离——实际上与星光的传播时间是相同的 。换句话说 ， 像比邻星这样距离我们4.24光年的恒星 ， 其光线在经过整整4.24年的太空旅行后才到达我们的眼睛 。
然而 ， 这两条信息只适用于相对邻近宇宙中的恒星 。当观察的距离越来越远时 ， 我们就再也无法一一分辨出恒星的各个属性 ， 因为望远镜的视线在离开本超星系团（又称室女座超星系团 ， 包含银河系和仙女座星系所属的本星系群）之前 ， 其分辨率就已经逐渐降低了 。此外 ， 一旦离开本星系群 ， 我们就必须考虑空间结构本身的扩张 ， 不仅是光波长的延伸（导致红移）而且会导致观测对象的距离（以光年计）与该对象的光传播时间（以年计）之间的矛盾 。
【科学探索|我们能看到最遥远的恒星有多古老？】
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数字化巡天（Digitized Sky Survey）的一部分 ， 显示了距离太阳最近的恒星——比邻星（红色中心） 。比邻星距离地球4.2光年 。光传播到这颗恒星的时间以年为单位 ， 其传播距离几乎就等于它与我们的距离（以光年为单位） 。
我们首先要明白的是 ， 当我们仰望宇宙中的遥远物体时 ， 我们其实是在回顾过去 。可以肯定的是 ， 如果你观测的是几光年 ， 甚至几千或上万光年以外的恒星 ， 那它们的星光大约也需要相同数量的“年”才到达你的眼睛 。但如果你观测的是几千万光年以外的星系 ， 宇宙的膨胀就开始产生巨大的影响 。
原因是这样的：光一旦离开光源 ， 就会向四面八方传播 。其中 ， 沿着视线传播的光最终会到达你的眼睛（确切来说是望远镜的镜头） ， 但在此之前 ， 它必须穿过你和光源之间的所有空间 。这有点像在发酵的面包里放上一些葡萄干；当面包发面时 ， 面团会膨胀 ， 葡萄干之间也会离得更远 。那些开始时距离较近的恒星 ， 只会相对膨胀一点点；而那些开始时距离很远的恒星 ， 在传播信号（比如光线）完成其旅程时 ， 其距离可能会变得更加遥远 。
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这个简单的动画展示了在膨胀的宇宙中光是如何红移的 ， 以及两个未被绑定的物体之间的距离是如何随时间变化的 。要注意的是 ， 两个星系开始时的距离要小于光在它们之间传播的实际距离 。光的红移是由于空间的膨胀 ， 而两个星系之间的距离比光子在它们之间交换的光传播路径要长得多 。
宇宙正在膨胀的事实意味着 ， 恒星光线到达地球的时间越长 ， 其传播时间和我们与恒星目前的距离（以光年计）之间的矛盾就越大 。科学家已经知道宇宙的组成（普通物质、暗物质和暗能量） ， 以及如今宇宙膨胀的速度 ， 因此 ， 我们可以进行必要的计算来确定宇宙在其整个历史中是如何膨胀的 。
这是一种非常强大的技术 ， 因为它的变化幅度很小 。在今天的宇宙中 ， 只要受到广义相对论的支配 ， 那么在宇宙构成及其随时间的膨胀速度之间就存在着一种明确的关系 。科学家可以通过前所未有的精度来测量各种宇宙物体的距离 ， 以及它们的红移 ， 从而确定这种关系 ， 并在后来的宇宙微波背景和大尺度结构测量中加以证实 。
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宇宙膨胀的“葡萄干面包”模型 ， 星系（葡萄干）的相对距离会随着空间（面团）的膨胀而增大 。任何两个星系的彼此距离越远 ， 接收到的光的红移值就越大 。膨胀宇宙所预测的红移-距离关系在观测中得到了证实 ， 并与自20世纪20年代以来已知的情况相一致 。
这项技术也意味着 ， 我们在观测宇宙中的某个物体时 ， 既可以计算出回溯的时间有多久远 ， 也能知道这个物体现在距离我们有多远 。举几个例子：
?当一个物体的光需要1亿年时间才能到达地球时 ， 意味着我们看到的是一个目前距离我们1.01亿光年的物体；
?当一个物体的光需要10亿年才能到达地球时 ， 这个物体现在距离我们约10.35亿光年；
?如果光需要30亿年时间才能到达地球 ， 意味着这个物体现在距离我们约33.46亿光年；
?经过70亿年后才到达地球的光 ， 来自一个距离我们92.8亿光年的物体；
?需要100亿年才能到达地球的光 ， 对应着一个158亿光年之外的物体；
?需要120亿年才能到达地球的光 ， 来自一个距离约226亿光年的物体 。
?来自迄今为止被探测到的最遥远物体——GN-z11星系——的光 ， 经过了134亿年才到达哈勃太空望远镜的镜头 ， 现在距离我们约321亿光年 。
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全套数据不仅可以区分有暗物质和暗能量的宇宙与没有暗物质和暗能量的宇宙 ， 还可以告诉我们宇宙在历史上是如何膨胀的 。很明显 ， 这条品红色实线和数据是最吻合的 ， 表明宇宙倾向于由暗能量主导 ， 没有空间曲率 。
在测量一个遥远的物体时 ， 我们直接测量的通常是它的亮度 ， 以及它的光谱红移值 ， 这就足以确定它当前的距离和光的传播时间 。当我们测量来自321亿光年之外的物体的光时 ， 我们看到的是134亿年前的光 ， 也就是在宇宙大爆炸后4.07亿年时发出的 。
然而 ， 这还不足以告诉我们该星系中恒星的年龄；这只能告诉我们光的年龄 。为了知道产生这种遥远光线的恒星的年龄 ， 理想的做法是测量单个恒星的确切属性 。我们可以对银河系中的恒星这么做 。利用最高分辨率的望远镜 ， 我们可以识别出5000万或6000万光年之外的单个恒星 。不幸的是 ， 这段距离仅仅是我们与可观测宇宙边缘之间的0.1%；超过这段距离 ， 我们就无法再解析出单个的恒星 。
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标有GN-z11星系的“大天文台宇宙起源深空巡天计划北天区”（GOODS-N field） ， 这是迄今为止发现的最遥远的星系 。这个星系的光谱红移值约为11.1 ， 表明它的光来自134亿年前 ， 也就是大爆炸之后的4.07亿年 ， 这相当于该星系目前与地球的距离约为320亿光年 。
如果能够测量单个恒星 ， 我们就可以构建出天文学中所谓的颜色-星等图（color-magnitude diagram）：我们可以绘制出一颗恒星的内在亮度与其颜色/温度之间的关系 。这非常有用 。当恒星最初形成时 ， 它们的颜色-星等图大致呈现为一条蜿蜒的对角线 ， 最亮的恒星也是最蓝和最热的 ， 而最暗的恒星则更红、更冷 。最年轻的恒星群由各种不同颜色/亮度的恒星组合而成 。
但随着恒星年龄的增长 ， 最热、最蓝和最亮的恒星消耗燃料的速度最快 ， 并开始消亡 。它们最终会演化成红巨星和/或超巨星 ， 但这意味着恒星的数量随着恒星年龄的增长而开始演变 。只要我们能在疏散星团、球状星团甚至在银河系以外的邻近星系中分辨出单个的恒星时 ， 就能精确地确定一个星族的年龄 。星族是指星系中年龄、化学物质组成、空间分布与运动特性较为接近的恒星集合 。当你把这些数据与已接收到的光的年龄的信息结合起来 ， 就能最终得出恒星的年龄 。
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在球状星团Terzan 5内部 ， 有许多较为古老、质量较低的恒星（微弱的红色） ， 但也有较热、较年轻、质量较高的恒星 ， 其中一些会产生铁和更重的元素 。对于如此近距离的星团 ， 哈勃望远镜可以分辨出其中的单个恒星 ， 但在一定距离之外 ， 哈勃望远镜就只能收集到汇聚的恒星光线 。
然而 ， 当我们不能再观察一个星系中的单个恒星时 ， 又该怎么办呢？有没有什么方法可以根据观察到的光来估计星系内部恒星的年龄 ， 即使我们不能分辨这些恒星本身？
事实上 ， 我们可以使用一个代理来获取无法获得的信息 ， 但是在翻译星系内部的恒星年龄时 ， 需要牺牲一些精确性 。在观测一个遥远的物体 ， 比如一个无法分辨（或勉强分辨）的星系时 ， 我们仍然可以测量来自其中所有恒星的总星光 。我们可以将这些光分解成不同的波长 ， 并确定这些光中有多少是紫外光、蓝光、绿光、黄光、红外光等等 。
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恒星的生命周期可以通过颜色-星等图（如图）来理解 。随着星团的老化 ， 它们的颜色-星等图会逐渐黯淡 ， 使我们能够确定这个星团的年龄 。最古老的球状星团 ， 如右图所示的更古老星团 ， 年龄至少有132亿年 。
换句话说 ， 只要对一个遥远星系的颜色进行准确的测量 ， 我们就能估计出它最近一次恒星形成的时间 ， 从而得出其内部那些恒星的年龄 。
然而 ， 由于我们必须做出这些估计 ， 也就引入了不确定性 。一个在数亿年时间里经历多次恒星形成的星系 ， 与一个只发生过一次重要合并 ， 然后同时形成所有恒星的星系 ， 可能会呈现截然不同的图像 。对于蓝色极深的星系 ， 误差可能小至几千万年 ， 而对于缺少年轻蓝色恒星的星系 ， 误差可能大至10亿到20亿年 。
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可以与今天的银河系进行比较的星系有很多 ， 但相比我们今天看到的众多星系 ， 与银河系相似的更年轻的星系本质上更小、更蓝、更混乱、气体更丰富 。对于第一批星系来说 ， 这种效应已经达到极点 。我们可以通过一个星系的固有颜色来判断其恒星的年龄 。
科学家还可以应用其他的方法 ， 比如测量表面亮度波动（这取决于变星 ， 即从地球上观察其亮度有起伏变化的恒星 ， 而变星又取决于星系内部恒星的年龄） ， 但是大多数方法在超出一定距离后就失效了 。然而 ， 如果我们可以获得光谱学测量数据 ， 而不是仅仅通过各种颜色通道（即通过光度）来测量亮度 ， 那就能获得更好一点的结果 。通过吸收线和发射线来测量各种原子和分子跃迁的强度 ， 我们就可以根据最近一次恒星形成爆发以来的年龄 ， 从而确定一个星族的位置 。
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这张图片显示了迄今为止发现的一些最遥远星系的光谱线确认结果 ， 这使得天文学家能够确定我们与这些星系之间令人难以置信的遥远距离 。各种特征的相对强度可以为我们提供最近恒星形成的迹象 。
总结一下 ， 如果想知道你所观察的恒星的年龄 ， 你需要了解两件事：
1 。你需要知道你所看到的光线有多古老 ， 这意味着你需要知道这个物体在膨胀的宇宙中距离地球有多远；
2 。你需要知道恒星本身的年龄 ， 从你收集到星光的那一刻开始回溯 。
当你能分辨出单个恒星时 ， 这是一个非常简单的问题 ， 但科学家目前只能分辨出5000万至6000万光年之外的单个恒星 。相比之下 ， 可观测到的宇宙向四面八方延伸约460亿光年 ， 这意味着我们无法对宇宙中绝大多数的恒星使用这种方法 。我们只能使用某种间接方法 ， 比如基于星系本身颜色的年龄估计 ， 但这会带来额外的不确定性 。随着对恒星和恒星演化的更深理解 ， 以及在不久的将来可能应用的高级仪器和望远镜 ， 科学家有望更精确地了解那些最遥远、最古老的物体 。
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