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测量造父变星距离的新标杆:光变周期与绝对星等的关系

时间:2023-09-23 理论教育 版权反馈
【摘要】:图47大麦云和小麦云中造父变星的“视星等一光变周期”关系图这样,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。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。这是一根新的标准量尺。例如,有一颗造父变星,根据观测知道它的视星等为16等,光变周期是10天。

测量造父变星距离的新标杆:光变周期与绝对星等的关系

1912年,美国哈佛天文台的一位女天文学家勒维特(Henrietta Leavitt,1868~1921年)正在南美洲秘鲁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天~120天)和视星等(12.5等~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。所以我们可以认为,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,到北京的距离大致上都是一样的。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(尽管当时还不知道这个距离究竟是多远),进行比较的结果则是:亮度越大的,光变周期就越长。图47画出了大麦云和小麦云内的造父变星的“视星等一光变周期”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。

图47 大麦云和小麦云中造父变星的“视星等一光变周期”关系图

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。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,就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,而甲的亮度为乙的9倍,那么乙同我们的距离就是甲的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,那就可以知道其他所有造父变星的距离。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47中的纵坐标由视星等换成绝对星等。

用绝对星等做纵坐标、光变周期做横坐标,作出的图叫做“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,叫做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a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48那样的造父变星周光关系图。(www.xing528.com)

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,根据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50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?

图48 造父变星的周光关系图

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。

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