撰文：彭冠辰（英國曼徹斯特大學）

責編：寒淩旭

審校：鄭永春

上次介紹了利用主序星的光譜“條形碼”進行測距讓我們的最遠測量範圍到達了50kpc，相比原始的三角視差法的極限10kpc大了不少。很開心上期的文章出來後，有同學和我交流了一個問題～（如圖1所示）

圖1：讀者（haoyou）提問。

（至于最後那個問題的答案嘛，有學霸安利“galaxies”這門課，我自然是安利阿盟了～）

看來對大家來說，似乎光年這個名詞比秒差距要熟悉得多。但是相信不論是50kpc還是15萬光年，對于天文學接觸不多的人來說，這隻是意味着一個遠到連光都要走15萬年的遙遠地方而已。因此本期文章先為大家介紹幾個比較熟悉的星系的距離，再給大家揭曉如何利用造父變星測量更遠的距離的。

為了讓大家對宇宙裡的距離尺度有個初步認識，我們先從地球所在的銀河系說起。 銀河系就像一個盤子，它的直徑呢大約是10萬光年。所以說，分光視差法可以很好幫助我們了解銀河系内主序星的空間分布。銀河系有一些衛星系，比較有名的就是大小麥哲倫星系了，它們到我們的距離大概分别是17萬和20萬光年。（如圖2）

圖2：銀河系和大小麥哲倫星雲。是的，大小麥哲倫星雲其實都是星系，他們是銀河系的衛星系。

再往外最有名的就是阿盟在《走近仙女座：大星雲小幸運》 一文中介紹的仙女座大星系M31，它到我們的距離約是250萬光年。（如圖3）

圖3：銀河系和M31仙女座大星系。距離我們250萬光年，預計40億年以後和銀河系碰撞。

所以啊，為了知道衆多星系在宇宙裡的空間分布，另辟蹊徑是十分必要的。在繼續往下讀之前，請讀者先想一下，如果是你，你要如何找到像視差或者像燈泡那樣的切入點呢？說實話，當時的天文學家們其實也沒能找到真正意義上的新思路。但是他們先分析了一下分光視差法的缺陷，好對症下藥。原來是因為遙遠的恒星本來就不太亮，白光分解成光譜後，光譜的分辨率就不高了。也就是說，通過比較恒星的“瓦數”（光度）與在地球上看到的亮度來測量距離這條思路是可以保留的，隻是對于遙遠恒星的光度的測量不能再靠光譜了。（如圖4所示）

圖4：分光視差法的使用步驟及改進空間。

在研究恒星分布比較集中的小麥哲倫星系時， 天文學家注意到了一些亮度存在周期變化的恒星。經确認，其中一些恒星與之前在仙王座發現的亮度有周期性脈動的“造父一”屬于同一類恒星，因此被統稱為造父變星（如圖5）。

還記得在上一篇文章“天梯（二）”中講過，星星看起來的亮度，與它們到我們的距離以及它們自己的瓦數有關。然而，由于小麥雲中造父變星的分布範圍，相比小麥哲倫星系到我們的距離來說，是微不足道的，這樣就可以近似認為，它們到我們的距離都一樣。因此，它們的瓦數就和我們看到的亮度成正比了。

總結觀測結果發現，小麥哲倫星雲中，造父變星亮度的變化周期與它的亮度存在對應關系，因此也可以說，造父變星的光變周期與它的光度存在确定關系：光度越大的造父變星，光變周期越長。隻是，這個确定關系中的一些系數與距離有關，可是當時小麥哲倫星雲的距離卻是未知的。

圖5：造父變星的亮度與時間的變化關系。造父變星的“身材”随時間改變，較胖的時候會比較亮，較瘦的時候會比較暗。

為确定造父變星“周光關系”中與距離相關的未知系數，天文學家們決定回過頭來看看我們的銀河系。因為銀河系在組成上并不是什麼特殊的星系，因此造父變星也可能存在于銀河系中。隻是造父變星并不是主序星，因此不能用分光視差法來确定它們的距離。幸運的是，在原始的三角視差法可以測量的範圍内，就發現了一些造父變星。

将它們的亮度與距離轉換成光度後，發現它們的光變周期确實與它們的光度有很好的對應關系。于是，對遙遠的星系，隻要能測量其中造父變星的光變周期，就可以知道它的光度了。再與我們看到的亮度比較，它的距離就可以被計算出來了。

那麼，這種方法為什麼能測得比分光視差法遠呢？這是因為，光譜是通過白光分解得到的，而遙遠的恒星總亮度就不亮，更何況是再進行白光分解之後的光譜呢？

因此，盡管光譜信息不明顯，隻觀測星星的亮度還是可行的，而且亮度變化的周期也很好測量。但是，想必你會猜到，利用造父變星測距一定也是有上限的。因為就算是同一顆造父變星，它亮度的變化程度自然是離我們越遠越小，就越難測量。當小到探測不了它的亮度變化時，這種方法的極限也就到了。那現在我們可以測量的最遠距離是多少呢？大概是20Mpc，也就是6.5億光年！

我們見識了天文學家如何在走到三角視差法的盡頭時，找到了分光視差法；再從分光視差法的不足中，确定了大思路保留，找到了造父變星。你會不會想知道：我們還能不能測量更遠的地方？還有沒有其它的方法可以突破造父變星的瓶頸？

下次，我們來介紹TF、FJ以及FP的關系～

（作者補刀：跟我一起學天文。在國内念書的時候，我沒怎麼聽說過這些，不知道有木有小夥伴猜到是什麼呢？:P ）

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