一根新的测量标杆

1902年，34岁的美国人亨利埃塔·斯旺·勒维特（Henrietta Swan Leavitt，1868—1921）到哈佛天文台工作。1912年，勒维特在哈佛大学设于南美洲秘鲁阿雷基帕的一座天文台研究大小麦哲伦星云。她观测了小麦云里的25颗造父变星，一一记录下它们的光变周期（约2～120天）和视星等（12.5～15.5等）。结果，她惊喜地发现：光变周期越长的造父变星亮度也越大，非常有规律。

这件事具有非常重要的意义。小麦云离我们远达19万光年（尽管当时还不知道这个数字），与这个距离相比，它本身的尺度可以说是很小的。因此可以认为，小麦云里所有的恒星，包括这些造父变星在内，距离我们大体上都一样远。这就好比每一个住在上海的人，不论他住在哪一幢房子里，到北京的距离大致都是一样的。根据同样的理由，可以说在小麦云中，离我们最远的那颗星也并不比离我们最近的那颗星远多少。换句话说，勒维特已经把这些造父变星都“放到了”同样的距离上（尽管当时并不知道这个距离究竟是多远），进行比较的结果是：亮度越大的，光变周期就越长。图51画出了大麦云和小麦云内的造父变星的“视星等-光变周期”关系图，根据上面谈的理由容易理解，它其实也反映了光变周期与绝对星等之间的某种联系，即光变周期与光度之间的关系。

图51　大麦云和小麦云中造父变星的“视星等-光变周期”关系图

在银河系内，这种关系被某些因素掩盖了，因为一颗光度低、周期短的造父变星可能离我们很近，以至于它看起来比一颗光度高、周期长但是距离却很远的造父变星显得更亮。但是在大小麦哲伦星云内，所有的恒星到我们的距离几乎都相同，因而避免了会引起混淆的因素。

这样，天文学家就获得了一根测量造父变星距离的相对标杆：只要两颗造父变星具有相同的光变周期，它们也就有相同的绝对星等，即光度相同。又倘若这两颗星的视星等并不相同，那么，由于光源视亮度与它到观测者的距离平方成反比，可知道视亮度较大的距离就较近，视亮度较暗的距离就较远。假如，造父变星甲与造父变星乙的光变周期相同，而甲的视亮度为乙的9倍，那么就可以知道乙同我们的距离是甲的3倍。于是，只要能定出任何一颗造父变星的距离或者绝对星等，那就可以推算出其他所有造父变星的距离了。换句话说，只要确定一颗造父变星的绝对星等，我们就可以将图51中的纵坐标由视星等换算成绝对星等。

用绝对星等做纵坐标、光变周期做横坐标，作出的图叫作“周光关系”曲线。现在的问题是绝对星等的“原点”，即绝对星等数为零的这一点，应该在纵坐标轴上的什么地方。这是天文学中一个很有名的问题，叫作确定造父变星周光关系的零点。

既然任何一颗造父变星的距离都无法直接测量，人们便只好走一条迂回的道路。这要用到银河系内的造父变星，它们具有可以测量出来的自行。前文在讲述测定天鹅61星和半人马α星的距离时已经谈到，平均说来，离我们越近的恒星自行应该越大，越远的恒星自行显得越小。天文学家们先测量出某一群造父变星的自行，然后利用某种统计学的方法，获得它们近似的平均距离。具体的做法比较繁复，这里就不详谈了。总之，人们用统计方法定出一群造父变星的平均距离后，就可以进而确定它们的绝对星等，这样，周光关系的零点也就有了着落。最后，终于有了如图52那样的造父变星周光关系图。

图52　造父变星的周光关系图

这是一根新的标准量尺。我们举一个例子来说明，如何用它求出遥远造父变星的距离。例如，有一颗造父变星，由直接观测知道它的视星等为16等，光变周期是10天。我们沿着后文图54中的虚线可以查出它的绝对星等是-4等。那么，试问：它处于多远的地方才会暗成如我们所见的16等星呢？

16等星与-4等相比，要差20个星等，这相当于亮度相差1亿倍。相应地，它的距离就要比10秒差距远1万倍，因此它离我们有10万秒差距，即326 000光年那么远。用三角视差法和分光视差法是不可能测量如此遥远的距离的。

这样求出的恒星视差叫“造父视差”。可以说，它是继分光视差之后进一步通向更遥远恒星的又一级阶梯。它不仅能获得相当准确的结果，而且还能可靠地测定球状星团和河外星系的距离。因此，造父变星荣获了“示距天体”和“量天尺”的美名。