这类天体被注意到之后，人类有了“量天尺”

刘孜铭2024年02月21日约 8 分钟

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1784年10月19日的深夜，英国业余天文学家约翰·古德里克（John Goodricke）在挚友爱德华·皮戈特（Edward Pigott）的私人天文台，将望远镜筒对准了仙王座。他和友人都为变星而着迷，每天观测着爱德华列出的可能为变星的天体清单。

造父变星的发现者约翰·古德里克的画像。

/Royal Astronomical Society London

早在两年之前，古德里克就因为发现了变星Algol（也称作英仙座β，大陵五）而小有名气。但他不知道的是，今晚瞄准的仙王座δ，也是一颗即将被确认的变星，将会彻底改变天文测距的历史。

从造父变星到标准烛光

从1784年10月19日到12月28日，古德里克对仙王座δ进行了一系列的观测。直到1786年元旦，古德里克才将仙王座δ变星的研究正式发表。这颗变星的亮度以5天9小时的周期在3.5等到4.4等之间变化，如同呼吸一般周而复始。

古德里克之后的百余年里，几十颗同仙王座δ相似、具有特殊光度变化曲线的造父变星被陆续发现，但这类神秘天体亮度变化的物理机制却依旧没有得到很好的解释。

1903年，美国天文学家亨丽埃塔·斯旺·莱维特（Henrietta Swan Leavitt）结束了在威斯康星州的艺术助理工作，回到哈佛大学天文台加入了一支由女性组成的技术人员团队“哈佛计算员（Harvard Computers）”。莱维特的工作是测量和整理天文台照相底片中所拍摄到的恒星光度。她在海量的照相底片中发现了1777颗变星，其中的47颗为造父变星，莱维特耗费了几年的时间来整理分析它们的光度与光变周期的关系。

由女性成员组成的技术团队“哈佛计算员”，照片摄于1913年。／Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

亨丽埃塔·斯旺·莱维特。

／Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

莱维特的发现表明，明亮的变星往往具有更长的光变周期。这类天体，如造父变星，成为后来天文学测距的重要指标。

1913年，丹麦天文学家埃纳尔·赫茨普龙（Ejnar Hertzsprung）通过三角视差的方法测定了银河系中几颗造父变星的距离，为莱维特的量天尺提供了刻度。造父变星成为标准烛光，帮助天文学家推断宇宙的膨胀，同时揭示了星系远离地球的速度与距离之间的关系，即哈勃-勒梅特定律。

形形色色的标准烛光

开了造父变星之先河，天文学家意识到所有已知亮度的天体，都可以作为标准烛光来进行天文距离的测定。它们就像是已知功率的电灯，内在亮度也就是绝对星等是固定的，只要能够观测出视星等，就可以依靠视星等与绝对星等之间的关系来推算出该标准烛光与地球之间的距离。

天琴RR型变星

在造父变星发现之后，另一类变星——天琴RR型变星很快也被挖掘出来，这些变星最早由前文提及的皮克林在对于球状星团的观测研究时进行了一系列的统计，归类为星团型变星。

1901年，同为哈佛计算员的苏格兰天文学家威廉敏娜·弗莱明在哈佛大学天文台整理数据时，确定了天琴RR的可变性质，光变周期13小时，视星等在7到8等之间变化。由于天琴RR在其类型的变星中是最明亮的，因此这一类变星最终都命名为天琴RR型变星。

天琴RR型变星大多比较黯淡，几乎只能在银河系中观测到。20世纪后期，天文学家才在仙女星系的星系晕和球状星团中发现了天琴RR型变星的踪影。与传统造父变星不同，天琴RR型变星在可见光波段并不遵循严格的周光关系，而是在红外波段严格遵循，使得这类变星往往使用周期-颜色关系来进行分析。

食变双星

早在大约3200年前，古埃及专用于记录幸运和不幸的历法中，就已经有过关于一颗变星的记录历史。爱德华·查尔斯·皮克林，在1881年提出了证据，证明了Algol是一个双星系统，这也使得Algol成为最早被观测光谱的双星系统之一。后续更加细致地观测发现，Algol其实是一个三星系统，但发生食变的主要是其中的两颗主星。如同Algol这样的双星系统一般被称之食变双星，食变双星是一种特殊类型的双星系统，它们的轨道平面几乎与地球的观测平面完全重合。这导致了这些恒星周期性地互相遮挡，从地球看，它们的亮度规律性地变暗和变亮，就好像发生了日食或者月食一般的“掩食”一样。这种规律的光度变化使食变双星成为了重要的天文学工具。

位于英仙座的“恶魔之星”Algol，最著名的变星之一。／Wikisky

这些双星系统通常由两颗主序星组成，它们的亮度、质量和大小各不相同。通过精确观测它们的光度曲线，天文学家可以确定这些双星系统的特性，如周期、亮度比率和轨道参数。这些信息对于距离测量非常关键，因为食变双星的亮度与它们的距离之间存在确定的关系。

Ia型超新星

在1941年，美国天文学家鲁道夫·闵可夫斯基（Rudolph Minkowski）与弗里茨·兹威基（Fritz Zwicky）启动了对超新星分类计划，天文学家开始认识到Ia型超新星可能作为标准烛光用于距离测定。Ia型超新星在爆发时表现稳定，达到一致的亮度峰值，非常适合作为标准烛光。

虽然Ia型超新星的形成机制尚未确定，但目前普遍认为这种超新星发生在双星系统中，其中一颗是已经聚变的白矮星，另一颗可能是巨星或矮星。在恒星物理中，白矮星的质量上限被锁定在1.44倍太阳质量，即钱德拉塞卡极限。当白矮星吸收伴星物质导致质量超过临界值时，发生超新星爆发，释放极强的能量，将核心周围的物质吹飞，亮度陡然提升至峰值。这临界质量的特征使Ia型超新星的亮度峰值固定，成为标准烛光。

由哈勃空间望远镜拍摄的超新星SN UDS10Wil。

／NASA/ESA

白矮星虽常见，但演化前的主序星质量较小，寿命较长，难以测量更遥远和古老的Ia超新星。然而，双星及多星系统在宇宙中极为常见，且Ia超新星非常明亮，其峰值光度可达-19.5等。人类目前观测到的最遥远Ia超新星“SN UDS10Wil”距离地球超过166亿光年，几乎是任何类型标准烛光能够测量到的宇宙距离的极限。

X射线暴

宇宙中的X射线暴是一种极其强烈的高能事件，释放出强烈的X射线辐射。通常源于双星系统中的致密天体，如中子星或黑洞。这些天体与伴星之间的强大引力相互作用导致物质形成吸积盘。在这个过程中，物质受到极端温度和压力影响，引发核聚变、高能粒子产生和X射线辐射的释放。

中子星发出的X射线暴可用作标准烛光，帮助测量遥远星系的距离。与其他标准烛光类似，X射线暴的峰值亮度受到爱丁顿光度的限制，即吸积天体能达到的最大光度，也是X射线双星在爆发时可维持的亮度。通过这种方法，可以测量一些低质量X射线双星的距离。

不再受限于单独的烛火

当我们深入研究宇宙和星系时，不得不提及赫兹普朗-罗素图（赫罗图或HR图）的存在。

红巨星支上端（tip of the red giant branch，TRGB）便是赫罗图上红巨星分支的最亮点。红巨星通常比主序星更大，拥有壮丽的外观，其表面温度相对较低，呈红色或橙色。然而，最引人注目的是它们的亮度稳定性，这一特性使其成为宇宙学中距离测量的关键工具。TRGB位置的红巨星被认为具有最大的亮度，当在星系中观测到足够数量的这些恒星时，最明亮的恒星应该接近这个最大亮度。利用这个亮度，可以确定TRGB恒星（以及它们所在的星系）的距离。这个最大亮度出现在恒星经历氦闪之前，之后恒星离开赫罗图上的红巨星支。

由于遥远的星系当中的恒星相较于地球甚为遥远，因此当它们一同出现在赫罗图上时，可以理想化地认为其距离是相同的（这与莱维特在研究小麦哲伦云内造父变星时所作假设相同）。而星系中的恒星分布大多是遵循一定的统计规律（这些规律同星系的类型也息息相关），因此只要采集足够多的星系中的恒星样本，就应该在某一类型的星系中得到其对应位置的赫罗图形状，从而依据观测到的视星等和绝对星等之间的关系测量出距离。

赫罗图上对于不同的星系和星团具有许多可以利用的标准点，这使得许多星系也可以成为标准烛光，例如行星状星云的光度函数、球状星团的光度函数、椭圆星系的面亮度起伏等等。由于星系中某一类恒星的统计分布是固定的，可以通过对星系等大尺度天体内的众多恒星进行统计分析，来得到对应的绝对星等与视星等之间的距离参量，从而测量出对应的距离。

除此之外，星系的一些自身属性也可以作为确定其光度并成为标准烛光的线索。例如，1976年由珊德拉·法贝尔（Sandra Faber）和罗伯特·杰克逊（Robert Jackson）发现的法贝尔-杰克逊关系（Faber-Jackson relation）：椭圆星系的光度同恒星的速度弥散具有幂指数关系；1977年天文学家R·布伦特·塔利（R. Brent Tully）和J·理查德·费舍尔（J. Richard Fisher）提出的塔利-费舍尔关系（Tully-Fisher Relation，TFR），将螺旋星系的旋转速度（谱线展宽）与光度联系了起来。只要测量星系对应的参数就可以推测出其绝对光度，从而比较于观测光度以测定距离。