1. 中國科學院高能物理研究所；2.德國馬克斯·普朗克地外物理研究所
燦爛的星空總能喚起人們各種遐想：浩瀚的宇宙到底有多浩渺？閃爍繁星如何鑲嵌在這宇宙之中又如何運動？宇宙的幾何形狀如何？幾千年來，從古老的最高智慧到現代最精密的儀器和設備都始終為回答這些帶有明顯哲學性質的自然科學命題付出著無限的熱情和努力：正當快要接近答案時，它卻又戲劇般地飄然而去，其中充滿了從渴望、絕望到興奮的螺旋式循環。本地測量與從微波背景得到宇宙膨脹率是兩條完全不同的觀測宇宙學之路。在這個令人激動的「精確宇宙學時代」，它們沒有殊途同歸，卻乍現「哈勃常數危機」的嚴峻挑戰。這是黎明前的黑暗嗎？這一危機雖令人不安，卻又是一種強大的動力。光學幹涉技術提供了利用類星體高精度測量宇宙學距離的幾何方法，可以有效將延伸至很高紅移的宇宙之中。人們期待著利用這一新工具揭示宇宙動力學背後的基本物理規律。
距離測量是天文學研究中的一項基本但十分艱難的工作，特別是對宇宙學距離的測量直接決定了對宇宙幾何和膨脹歷史的測量。以直接的三角視差方法測量銀河系內天體距離為基礎，天文學家利用天體物理性質發明了多種測量方法。涉及不同距離尺度時，測距的方法也不盡相同，同時精度各異。天文學家由此建立了十分實用的「距離階梯」。然而，因難於消除誤差傳遞，導致其精度受到嚴重限制。在今天「精確宇宙學時代」傳統方法已難於滿足要求。本文主要介紹如何測量宇宙學距離，這是觀測宇宙學的基本工作之一。
一、造父變星：最短的量天尺.
1920年4月，美國天文學界發生了一次著名的大辯論，焦點之一是關於宇宙的結構和渦狀星雲的本質。曾任哈佛大學天文臺臺長的H. Shapley認為渦狀星雲是離我們不遠的氣體雲，而整個宇宙是由一個單一的星系(銀河系)組成，而時任臺長的H.Curtis則推測渦狀星雲是遙遠的恆星系統，而我們宇宙則是由大量這樣的「島宇宙」組成的。雙方都提出了很多觀測證據來支持自己的論點，但辯論最終仍未得到決定性的結論。如果能夠測量出渦狀星雲與地球的距離，再把它與銀河系的尺度比較，那麼這個難題便能迎刃而解。這項工作最終由年輕的天文學家哈勃(E. Hubble)利用造父變星這一工具完成。「天外有天」作為超越哲學概念的觀測事實被首次發現，是20世紀最偉大的天文發現，人類的視野也終於超越了自身居住的「銀河系」。至此，河外天文和作為科學的宇宙學時代才到來。
造父變星是一類具有準確周期性光變的經典變星，是大質量恆星演化到晚期的特殊階段因脈動而產生的現象，輻射光度高達一千到十萬倍的太陽光度。20世紀初，哈佛大學天文臺的李維特(H.Leavitt)在研究大小麥哲倫星雲的照相底片時，找出了47個造父變星，並且發現它們的亮度和光變周期存在很強的正相關。由於這47個造父變星都在同樣的星雲中，它們與地球的距離都大致相同，因此造父變星的內稟光度也應當和光變周期成正比。這就是著名的造父變星周光關係，後來發展的恆星結構理論可以完美地證明這個經驗關係。對於其他的星雲，如果能測出其中造父變星的光變周期，即可得到它的絕對光度，再結合觀測到的光子流量，因依賴於距離，從而可實現距離測量。造父變星因此成為天文學家用來測距的「標準量天尺」。1924年，哈勃在威爾遜山天文臺使用當時世界上最大的望遠鏡—Hooker望遠鏡觀測了室女座星雲(M31)和三角座星雲(M33)中的造父變星，並測出它們的距離分別為90萬光年和85萬光年，這遠遠超出了銀河系的尺度。由此確證，這些渦狀星雲其實是其他星系而非銀河系的一部分。這一重要發現徹底改變了人類對宇宙結構和尺度的認知，使人類第一次認識到銀河系外的天體。
圖1 (a)美國女天文學家H. Leavitt, 在20 世紀第1 個10 年發現了造父變星和周期-光度關係，奠定了宇宙學研究的觀測工具；(b)周期-光度關係動畫圖；(c) 存在兩類造父變星，兩者的相關性
然而，造父變星這一測距工具帶來的震撼遠不止於此。當哈勃利用造父變星測量更多河外星系的距離時，他發現幾乎所有的星系都正在遠離我們。星系的運動在觀測中反映為光譜向其靜止波長的紅端或藍端移動。這是由於天體遠離或朝向我們運動時的都卜勒效應造成的。天體遠離我們的速度越快，紅移越大。哈勃發現，距離我們越遠的星系退行速度越快，整個宇宙看起來正在膨脹。這徹底打破了愛因斯坦試圖建立的宇宙的「靜態模型」。「宇宙正在膨脹」這一詩境般的宇宙觀，催生了「宇宙大爆炸」圖景的誕生，徹底改變了人類對宇宙的認識。人類對宇宙學的研究由此拉開了帷幕。
圖2 天文學家哈勃正在進行觀測(a)，(b)和(c)是哈勃圖1929 版和1931 年版，顯示出哈勃定律在更大距離上同樣成立
把不同星系的距離和退行速度(或紅移)畫在一張圖上就得到了著名的哈勃圖。它反映的是在到我們不同距離處的宇宙的膨脹速度，即距離—紅移關係。描述宇宙膨脹的重要參量是哈勃圖中比例係數，如今稱為哈勃常數，代表了宇宙當前的膨脹速度。「造父變星」在經歷了90多年之後仍然是測量宇宙膨脹率的主要工具。在這個漫長的進程中經歷了對造父變星觀測性質更為細緻和深刻的研究，例如認識到類別差異、不同波段性質差異以及對金屬豐度的依賴等重要性質，使得測量精度不斷提高。著稱於世的「哈勃望遠鏡」的主要任務就是確定「哈勃常數」。天文學家經過近十年的努力，花費了哈勃望遠鏡大量觀測時間，測量出這個常數大約趨於。這一持續長達半個世紀之久的難題由此得以平息，許多悖論得以解釋。完成這一測量的美國天文學家W. Freedman, R. Kennicutt和澳大利亞天文學家J. Mould三位教授共享2000年國際天文學聯合會宇宙學最高大獎Grube獎。然而，隨著精確宇宙學的到來，滿懷欣喜和自信的宇宙學家卻迎來了更為嚴重的危機。
一般來說單一造父變星的測量精度大約在10%左右，依賴於觀測波段以及金屬豐度等因素。雖然「造父變星」只能測量一億光年以內的天體距離，它仍然是目前最為精確的量天尺，特別是在距離階梯校準中起著「不可替代」的作用，也依然活躍在鄰近宇宙學前沿。但毫無疑問，它已不能滿足天文學家對宇宙結構和動力學的熱切求知慾了。
二、Ia型超新星：完成了歷史使命的距離階梯？.
一直以來，靜態宇宙的觀念在人們心中根深蒂固，以致愛因斯坦在他的引力場方程中加上了一個代表斥力的宇宙常數項來平衡引力，期望得到宇宙的一個靜態解。哈勃定律的發現使愛因斯坦意識到了自己「一生中最大的錯誤」，於是將宇宙學常數驅逐了出去，但半個多世紀後它將以全新的面目回歸。根據引力場方程的預言，宇宙膨脹的速度不是恆定不變的，物質之間的引力會使膨脹減速，而宇宙最終是會永遠膨脹下去還是會重新收縮則取決於宇宙的平均物質密度是否達到臨界密度。要了解宇宙未來的命運，必須回溯宇宙的歷史。好在光的傳播需要時間，只要我們能觀測到更遠宇宙的距離與紅移關係，就能了解宇宙的膨脹歷史，進而預言未來。但是，在距離超過1億光年外的星系中，造父變星就會因為太暗而無法被現有的設備觀測到。要想丈量更大的尺度，就必須尋找更亮的標準燭光。
幸運的是，以著名的錢德拉塞卡(S. Chandrasekhar)白矮星質量極限為理論基礎，A.Sandage在20世紀60年代就認為Ia型超新星可以作為「標準燭光」。但是直到大約30年後，他的同事M. Phillips才發現標準化後的Ia型超新星方可作為精確的標準燭光使用，為測量更遠的宇宙學距離打開了新大門。Ia型超新星爆發前是密近雙星中的一顆子星，在演化末期形成由碳、氧組成的白矮星。當它們從伴星吸積物質超過錢德拉塞卡極限(約為太陽質量的1.44倍)後，白矮星中由於泡利不相容原理而產生的電子簡併壓將不再能夠抗衡引力，引起瞬間的塌縮和爆發。由於發生坍縮的臨界質量是固定的，Ia型超新星的光度基本接近，約為太陽光度的100億倍，可以作為標準燭光測量數十億光年的距離。1998年，超新星宇宙學計劃和高紅移超新星搜尋兩個團隊公布了他們利用超新星測量的距離——紅移關係，發現一定紅移處的超新星比預計的更暗，換句話說，宇宙過去的膨脹速度比當今要慢，宇宙正在加速而非減速膨脹!這項發現進一步表明宇宙中存在著某種未知的斥力，稱之為「暗能量」。兩個團隊的中S. Perlmutter，B. Schmidt和A. Riess也因該發現在13年後獲得了諾貝爾物理學獎。
圖3 (a)印裔美國天體物理學家錢德拉塞卡教授,在赴英國劍橋大學的輪船上首次應用電子簡併壓討論恆星結構發現了白矮星質量極限；(b)、(c)為吸積白矮星超越此極限產生Ia型超新星藝術圖、以及與其他類型的真實光譜。由於存在質量上限，經過Phillips標準化關係修正後，可以作為宇準燭光測距，由此發現了宇宙加速膨脹
圖4宇宙加速膨脹的發現者(a)；21年前超新星測量結果，距離模數測量顯示出宇宙加速膨脹現象(b)
但是直到發現暗能量20年後的今天，人類對暗能量本質的認識仍無實質性進展。這個宇宙學項究竟是常數還是會隨時間演化?暗能量的狀態方程如何描述?它和宇宙中的其他物質是如何相互作用的?只有將距離——紅移關係在更大的紅移範圍內測量得更為精確，才能將不同的理論預言予以甄別，發現新物理。但當紅移大於1時，Ia型超新星的數量變得極為稀少，而且精度完全不足於測量出宇宙學性質;另外超新星的亮度還會受到星際介質消光的影響,這些因素都限制了超新星作為標準燭光的能力。在精確宇宙學時代，從新技術角度拓展測距工具對宇宙學研究極為重要。
三、哈勃常數危機:宇宙學新紀元的開始?
通過測量星系的退行速度與距離之比直接得到宇宙膨脹率。從哈勃時代至今，實驗物理學史上從來沒有一個常數的測量像哈勃常數這樣用時之長、困難之大、爭議之大。關鍵問題就在於距離的測量精度太低。哈勃最初測量的膨脹率高達500，到現在的測量值大約70 左右。在長達90年的測量中，不同的測距方法得到了顯著不同的哈勃常數。令人驚詫的是，儘管最初與最近值相差幾乎一個量級，哈勃定律卻仍然成立!直到2017年，著名宇宙學家W. Freedman使用造父變星紅外性質使測量精度達到了空前的2%，人們才相信了通過造父變星和距離階梯測量哈勃常數的可靠性。但同時，令人隱約不安的是，這一結果與微波背景輻射測量似乎有明顯的差別。
圖5 (a)著名觀測宇宙學家W. Freedman總結哈勃常數測量,已出現令人不安的端倪，在隨後的幾年內迅速變成「哈勃常數危機」(b),兩條不同的觀測宇宙學之路無緣搭建過河之橋，凸顯測量基礎的深刻缺陷。然而，貫通宇宙之路十分艱難。
宇宙大爆炸假說直接預言了爆炸之後的殘留輻射，形成了如今觀測到的溫度大約3K的微波背景。它記錄了宇宙從大爆炸僅38萬年之後到現在的整個演化歷史，因此對宇宙背景輻射的測量可以推算出宇宙的動力學過程，進而可以得到依賴於宇宙學模型的哈勃常數。從20世紀90年代的COBE衛星、21世紀初的WMAP衛星，直到最新的Planck衛星的觀測已經使宇宙學進入到「精確宇宙學時代」。從宇宙微波背景輻射測量得到的哈勃常數為H=68。令人驚詫的是，它與造父變星測量結果差別高達測量誤差的4.4倍。這成為當前宇宙學研究的重大疑難，被稱為「哈勃常數危機」。表明從假設的初始條件推算的宇宙演化結果與本地測量難於一致。這可能是由於本地測量時存在未知的幹擾因素，也可能是標準宇宙學模型之外的某些未知過程而致，新物理似乎正在朦朧中出現。
在這樣一個十字路口，天文學家亟需高精度的新工具把高低兩端的宇宙膨脹率光滑連在一起。這個新工具應該既不依賴於傳統工具需要的消光改正、標準化修正和距離階梯，也不依賴於標準宇宙學模型，測量精度還要高於造父變星。日益嚴重的「哈勃常數危機」，意味著目前對高紅移宇宙中的基本物理過程可能缺乏理解，同時低紅移距離測量存在難以避免的誤差。目前距離測量的精度和深度尚未達到對現有理論進行檢驗的要求，難以產生新理論來理解「暗能量」。在宇宙學距離上持續時間最長而且最亮的天體就只有類星體了，事實上，從類星體發現不久，天文學家就不斷提出利用其奇特的性質用於宇宙學研究。但是，由於對類星體內秉性質缺乏充分了解，直到現在仍然處於艱難的探索之中。但隨著高空間解析度觀測技術發展，幹涉測量作為新工具已經初步顯示了強大的能力。
四、類星體距離:挑戰與機遇
20世紀60年代是天文學史上的「井噴式」時期，四大發現奠定了現代天文研究大廈的基石。其中類星體於1963年由加州理工學院的M. Schmidt博士發現。他用Wilson山天文臺的Palomar5米望遠鏡拍攝3C273的光譜，它陌生的發射線曾令天文學家目瞪口呆。直到Schmidt把光譜的波長壓縮了1.158，才發現所有譜線均可解釋為氫原子的Balmer發射線。在當時，這是從未見過的大紅移。在這四大發現中，只有類星體這一發現從未被理論家預言過。有關類星體發現曾經有一段有趣的歷史，還有類星體證認工作也經歷了一段漫長的發展，有興趣者可以參閱何香濤教授撰寫的有關文章。這個巨大的紅移意味著3C273的輻射功率高達倍太陽輻射功率，而快速光變表明輻射區域大約在光天量級。在如此之小輻射區域內輻射出比星系還亮百倍的能量，令人難以置信。類星體的紅移本質與類星體輻射能源機制立即成為天文學研究焦點。觀測技術的快速發展極大地促進了類星體大樣本的發現。包括美國斯隆計劃在內的數字巡天項目到現在大約發現了近50萬顆類星體，最高紅移也達到了7.5左右。人們已經廣泛意識到，類星體是宇宙中十分常見的天體。
圖6給出了類星體的典型光譜。在諸多類型的天體中，類星體的光譜極容易證認和測量。其特點就是具有豐富的從光學到紫外波段的寬發射線，輪廓寬度高達。而恆星的光譜吸收線寬度只有10，典型星系的光譜為100~200。這意味著在輻射區域存在著一個強大的引力勢阱。基於3C273僅有的光譜特徵，兩位著名的理論天體物理學家—美國Salpter教授和前蘇聯Z』eldovich教授很快就提出了超大質量黑洞吸積是類星體的能源機制，稍後劍橋大學Lynden-Bell教授定量研究了吸積輻射光度和能譜。在類星體能源研究中人們提出了數個模型，包括超新星等模型，而巨型黑洞吸積模型最終得到了一致公認，成為標準模型。這一過程經歷了很長的一段時間，直到1984年著名理論天體物理學家Rees教授總結和評述了黑洞吸積模型的優點。然而，類星體的內部結構，特別是寬發射線輻射區的氣體起源，到現在仍然是一個十分活躍的前沿課題。儘管如此，這些電離氣體所攜帶的動力學信息已經為揭示黑洞的許多秘密提供了很多線索；更令人振奮的是，我們也可藉助寬發射線區域的動力學與幾何結構對宇宙膨脹動力學進行精確測量。
圖6類星體典型光譜。這些輪廓分明的發射線傳遞著類星體內部結構的豐富信息，特別是中心巨型黑洞的質量及其吸積率。這些寬發射線的輻射區域稱為寬線區，其幾何結構、尺度(ΔR)和動力學可由反響映射觀測測量
類星體一經發現即刻就被考慮用於宇宙學基本參數的測量。早年在利用類星體性質研究宇宙學的方案中有兩類方法有較大的影響。在20世紀70年代，天文學家們，包括劍橋大學的Lynden-Bell,Burbige, Longair等著名教授提出了利用射電源的形態測量角距離，最好結果可以參考美國著名射電天文學家K. I. Kellerman。由於各異的形態使得這類方法測量得十分粗糙，難於對宇宙學給出精確限制。另一項是利用光學紫外性質，其中有較大影響的是美國著名天文學家J. Baldwin發現的並以其名字命名的Baldwin效應，即紫外光譜中CIVλ1549 發射線的等值寬度與紫外連續譜光度具有很強的相關性。由於等值寬度很容易測量，這個關係立刻被用於研究宇宙學參數。Baldwin效應一度被認為是很有效的宇宙學工具，直到美國斯隆數字巡天計劃獲得大樣本類星體之後，人們發現這個效應雖然存在但彌散很大，很難給出任何宇宙學信息，才算徹底放棄。而在此同一時期，數字巡天的優勢使得Ia型超新星的發現變得相對容易，特別是美國天文學家M. Phillips 發現了根據光變曲線實現標準化的方法之後，超新星就成為研究宇宙學的主要測量距離工具。
然而，隨著對類星體的深入理解，利用類星體測量宇宙學參數又被重新提出，特別是對寬發射線輻射性質的理解，通過觀測它們的光變行為與電離連續譜的關係，形成了一套完善的測量寬線區動力學和幾何的方法，稱為「反響映射」。中國科學院高能物理研究所王建民團隊首次提出了利用處於超Eddington 吸積狀態的類星體(簡稱「超愛黑洞」)測量宇宙學距離。由於它們具有飽和光度且正比於黑洞質量，而測量黑洞質量不依賴於任何宇宙學模型，這樣即可測量出黑洞的宇宙學距離，進而實現測量高紅移宇宙動力學。他們與中國科學院雲南天文臺、北京大學、中國科學技術大學等單位密切合作，從2012年開始在麗江2.4米望遠鏡上進行光譜監測，積累了大量數據發表了一系列論文，發現了超愛黑洞的奇特性質，特別是從觀測上證明了飽和光度的性質，將「超愛黑洞測距」的想法變成了有堅實觀測基礎的實施方案。高能物理研究所獨立和主導完成了從觀測、數據處理、物理模型與解釋和大規模模擬計算的所有軟體，形成了一套完整的反響映射測量黑洞質量的系統工具，為幹涉測量距離打好所有必需的物理和觀測基礎。
圖7 (a)幾何方法測量距離原理示意圖，需要同時測量天體角徑Δθ和幾何尺度ΔR。Δθ由GRAVITY測量，ΔR由反響映射觀測測量；(b)Euclid (C.330-270BC)與幾何學
五、類星體光學幹涉:精確宇宙學測量
在過去100年中，天文學家發展了大量基於恆星或者星系物理性質的經驗關係，建立許多測距方法，使得宇宙距離階梯逐漸通往宇宙深處。在眾多新的測距方法中，除了對臨近恆星的三角視差法測量之外，幾乎都依賴於天體的統計性質而建立的經驗關係。這類方法以造父變星，Ia型超新星為代表。與此不同的是幾何方法，它同時對天體的物物理尺度(ΔR)和對觀測者的張角(Δθ)進行測量，這樣得到距離DA=ΔR/Δθ，無須經典方法中的各種修改。但是，幾何方法在過去的百年中完全沒有應用到銀河系以外的天體(除了NGC4151)。這是因為在宇宙學尺度上很難找到能夠同時測量(ΔR,Δθ)的天體。對那些大角徑的天體卻難以測量物理尺度，例如星系易於測量Δθ，但ΔR難測；反之亦然。現有傳統設備的空間解析度沒能達到測量小角徑的能力。實際上，在現有已知的宇宙學距離上，只有類星體和活動星系核的寬發射線區域正好是角徑和物理尺度都能同時測量的天體，是實現幾何測量宇宙學的最好選擇：ΔR容易通過反響映射測量，而隨著光學幹涉高空間分辨技術的發展已經能夠精確測量Δθ，特別是最近歐洲南方天文臺甚大望遠鏡幹涉陣列(Very Large Telescope Interferometry: VLTI)配備的GRAVITY儀器，實現了10微角秒空間解析度，使得幾何方法直接測量宇宙學距離成為可能，有望徹底解決宇宙學距離(DA)測量的難題。
ΔR測量可通過對寬線區的光譜監測完成。圍繞黑洞旋轉的氣體被黑洞吸積盤的輻射光致電離，產生原子輻射光譜。由於氣體繞黑洞的高速運動，發射線光子經過都卜勒效應之後到達觀測者，有藍移也有紅移，整個區域疊加的結果就形成了很寬的發射線，譜線輪廓寬度一般在km/s。黑洞吸積盤由於種種原因引起的輻射變化較為劇烈，一般變化幅度為10%~100%，這隨即引起了周圍氣體的譜線強度的變化。電離光源光子與發射線光子經過不同的路徑後到達觀測者，所以經過連續性監測光譜變化，得到連續譜和發射線兩條形狀相似的光變曲線，很容易判斷發射線對連續譜變化有一定時間延遲。這個現象通常稱為「反響映射」。這一時間延遲實際上反映了寬線區的幾何結構和大小。此外，發射線輪廓中不同速度成分有不同響應，這反映出了寬線區域的速度場。因此，通過監測類星體光譜變化，還可以得到黑洞電離氣體的動力學從而全面揭示黑洞物理性質。圖8顯示了麗江2.4米望遠鏡對著名活動星系核NGC5548觀測的具體例子。通過交叉相關分析可以精確得到時間延遲從而得到寬線區大小。
圖8中國科學院雲南天文臺麗江2.4米望遠鏡光譜監測活動星系核NGC5548的觀測結果以及簡單交叉相關分析，取自Lu et al. (2016)
反響映射觀測對望遠鏡口徑要求不高，中等2米即可。光譜儀解析度λ/Δλ≈1000就可以獲得高質量的速度分辨光變曲線。測量的關鍵在於流量定標，其精度決定了最後測量精度。幸運的是，麗江2.4米望遠鏡視場較大，可以在目標旁邊找到一顆用於定標的恆星，所以能高精度地實施反響映射觀測研究。從20世紀80年代開始，天文學家就開始了對鄰近活動星系核的光譜監測，但是由於需要大量觀測時間和相對均勻採樣，同時受到天氣條件限制等因素，需要多個單位望遠鏡的協調觀測才能完成。在至今大約40年時間裡，總共成功監測100個類星體和活動星系核，其中大約有40個來自麗江觀測。在這些數據中大約有10個左右的目標源有較好的光譜解析度，可以得到發射線區域精確的動力學和幾何結構。在早期的反響映射分析中，能夠得到時間延遲就是成功觀測。人們進一步發現，大部分AGN寬線區具有盤狀結構和維裡化的動力學。由於動力學受控於黑洞引力場，原則上能可靠地測量黑洞質量。進一步深入分析寬線區的幾何和動力學模型，採用大規模MCMC (Markov Chain MonteCarlo)模擬計算，然後獲得寬線區的空間和動力學結構，從而可靠地測量黑洞質量，目前最好的精度達可以到40%~50%。
但是，Δθ測量極為複雜和困難。由於望遠鏡空間解析度取決於口徑大小，受到瑞裡衍射極限限制，提高高空間解析度的方法就是增加口徑。受到工程建造的實際限制，現在最大的口徑只有10米。即使是正在建造的歐洲南方天文臺的39米望遠鏡也不能直接空間分解類星體的內部結構。把位於不同位置的光學望遠鏡有效連起來，通過幹涉技術可以實現大孔徑效果，提高空間解析度。射電望遠鏡在這方面已經很成熟，然而光學幹涉受到大氣擾動影響，保持天體光的位相是一件非常困難的事情，而且隨著波長變短難度越來越大。天文學家從20世紀50年代就開始研究這類技術，直到在過去的十年中，歐洲南方天文臺和德國馬克思·普朗克研究所等多家單位耗資近億歐元完成了終端儀器GRAVITY，裝配在甚大望遠鏡幹涉陣(VLTI)上，在近紅外波段實現了高達10微角秒的空間解析度。GRAVITY將來自四臺八米望遠鏡的光兩兩進行幹涉，可以同時得到6 個「基線」的近紅外(2.0 至2.4 微米)幹涉數據。GRAVITY團隊成功實現了條紋追蹤技術，可以快速改正大氣抖動造成的光程差，將曝光時間從大氣抖動的毫秒量級的特徵時標延長到了分鐘量級，從而大大擴展了光學幹涉的研究範圍。在觀測時望遠鏡的自適應光學技術能將儘可能多的光匯聚到GRAVITY的探測器上，實現穩定的條紋追蹤。GRAVITY 幹涉觀測等效於口徑為130 米左右的望遠鏡，其定位解析度高達10 微角秒，相當於在地球上可以看到月亮上的一個酒杯，是目前世界上解析度最高的光學紅外設備。
GRAVITY為幾何方法高精度測量宇宙學距離提供了難得機遇。其首要科學目標是觀測銀河系中心的超大質量黑洞的吸積過程及其附近的恆星運動。目前GRAVITY團隊已經發表了基於恆星軌道測量銀河系中心黑洞的質量、引力紅移和相對論進動，以及黑洞吸積閃耀過程等一系列研究論文。除此之外，GRAVITY還被用於太陽系外行星的軌道和光譜的探測，首次空間分辨出微引力透鏡系統，以及銀河系外其他星系中心活動星系核的熱塵埃的分布。2019年6月在德國慕尼黑天文重鎮Garching召開的「VLTI-2030展望」會議上，澳大利亞著名宇宙學家、英國皇家科學院院士M.Colless教授在其報告中指出，VLT在設計建造之初就涵蓋了通過研究宇宙大尺度結構等手段進行宇宙學研究的科學目標，但至今尚未看到有影響力的觀測結果。令人欣慰的是，GRAVITY的科學能力超出設計者的原定科學目標，在精確宇宙學的今天，在光學幹涉達到高空間解析度的時代，將發揮不可替代的作用。
圖9歐洲南方天文臺VLTI (Very L arge Telescope Interferometry)和測量較差位相原理。類星體寬線區的不同雲塊產生相位差，因此可測量電離氣體的幾何和動力學
從2009 年到2018 年，中國科學院雲南天文臺的麗江2.4 米望遠鏡和美國斯圖沃德天文臺(StewardObservatory) 的Bok 2.3 米望遠鏡對類星體3C273 進行了連續十年的反響映射監測，獲得了氫發射線和V波段連續譜的高質量光變曲線，並測得兩者間的延遲為146 天，即寬線區的大小為ΔR =146 光天(0.4 光年)。3C273 是人類發現的第一顆類星體，在天文學史上具有裡程碑式的意義。在2017~2018年，GRAVITY團隊選定第一個目標是類星體3C273，由於紅移為0.158，觀測譜線為Paschenα。他們進行了四次觀測，成功測得它的寬線區張角為Δθ=46微角秒。GRAVITY能夠測量不同波長的光的幹涉相位，因而能夠分辨出紅移雲塊和藍移雲塊在空間上的微小差別，測出整個區域在天空中的張角。幾何測量距離的原理是DA=ΔR/Δθ，但具體測量涉及到建立模型，然後進行大規模模擬計算得到宇宙學距離。
圖10 (a)麗江2.4米望遠鏡觀測3C273通過反響映射測量寬發射線輻射區域物理尺度；(b)麗江觀測3C273光譜；(c)麗江2.4米和美國Bok2.3米望遠鏡10年監測光變曲線以及GRAVITY觀測數據擬合結果；(d)黑洞質量和距離測量結果
中國科學院高能物理研究所團隊敏銳地捉住這一難得機遇，利用了GRAVITY 和兩米望遠鏡測量兩者的互補優勢，實現距離測量。反響映射測量敏感於寬線區平行於觀測者視線方向的氣體分布，而光學幹涉測量敏感於垂直方向，這樣大大消除了模型參數之間的簡併。兩米望遠鏡和世界上最大的望遠鏡實現了珠聯璧合的合作。該團隊利用自己的大規模計算程序在天津國家超算中心的天河II上進行了大量計算，完成了聯合分析，最終測得3C273的角距離為Mpc (約18億光年)，哈勃常數為。這一測量精度就達到了16%。如果對N個類星體採用這一幾何方法進行距離測量，則H測量精度將達到。目前造父變星對H的測量精度約2%左右，宇宙微波背景輻射測量精度為0.7%。因此如果大約有50個活動星系核可以作為GRAVITY—反響映射協同觀測目標就可以達到目前造父變星的精度。目前澳大利亞國立大學正與高能物理研究所一起觀測南天一些GRAVITY目標，在未來幾年內有望將哈勃常數的測量精度提高到2%左右，為解決「哈勃常數危機」提供獨立和精確的測量。
六、展望
GRAVITY 雖然邁出成功測量3C273 的寬線區角徑的第一步，但是系統開展哈勃常數的測量需要擴大觀測樣本。為此，一方面亟待提高GRAVITY觀測的極限星等實現測量一般類星體，另一方面由於工作波長限制，對低紅移類星體只能觀測Bracketγ發射線，此譜線比Paschenα弱十倍以上，因此需要拓寬工作波長。德國馬克斯·普朗克地外物理研究所團隊正在雄心勃勃地推進GRAVITY的升級改造。這涉及甚大望遠鏡幹涉陣的自適應光學系統、GRAVITY探測器及條紋追蹤器的升級，改造後的GRAVITY+性能可實現兩個數量級的提升。屆時將能夠對紅移2以上(光度距離500億光年外)的類星體進行直接觀測。我們不僅可以測量黑洞質量，也將按照幾何方法對這些高紅移類星體進行距離測量，建立寬紅移範圍的z-DA關係。這將使我們能夠直接測量宇宙的幾何結構、膨脹歷史包括動力學的演化，同時以高精度限制宇宙學模型、更為深刻地認識暗能量的性質。
近年來還現出了其他兩個很有希望的新工具。利用強引力透鏡的幾何方法測得哈勃常數為。這一結果與背景輻射測量差別更大，最新的結果綜合6個強引力透鏡事件的觀測，得到，即將發表。但應意識到，它涉及暗物質暈質量分布等假設；此外，把恆星級黑洞-緻密天體併合產生的引力波作為「標準汽笛」的方法也有了初步結果，利用LIGO的觀測結果，給出了哈勃常數的獨立測量結果。但這一方法面臨傾角與距離簡併以及信號微弱等挑戰。令人嚮往的是，把這些獨立方法結合在一起，對廣義相對論與宇宙學獨立進行檢驗，或許能產生出乎意料的結果。這可能將對探索新物理做出重要的貢獻。