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文学性趣味信和科学性俱佳的天文入门读物
星星离我们有多远
作者变义林
演播
米安
精彩继续
欢
一根新的测量标杆
一九零二年
三十四岁的美国人亨利埃塔
斯望
勒维特到哈佛学院天文台工作
一九一二年
勒维特在哈佛大学设于南美洲毕鲁
阿雷基帕的一座天文台
研究大小麦哲轮星云
他观测了小麦云里面的二十五颗造富变星
一一记录下他们的光电周期和世兴等结果他惊喜地发现
光变周期越长的造富变心
亮度也越大
非常有规律
这件事具有非常重要的意义
小麦云离我们远达十九万光年
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
小麦云里面所有的恒星
包括这些造富变心在内
距离我们大体上都一样远
这就好比每一个住在上海的人
不论它住在哪一栋房子里
到北京的距离大致都是一样的
根据同样的理由
可以说在小麦云里面
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富变心
都放到了同样的距离上
进行比较的结果是
亮度越大的
光电周期就越长
封面示意图画出了大麦云和小麦云里面的造富变心的噬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
绝对新等之间的某种联系
也就是光变周期与光度之间的关系
在银河系里面
这种关系被某些因素掩盖了
因为一颗光度低
周期短的造富变心可能离我们很近
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富变心显得更亮
但是在大小麦这轮星云里面
所有的恒星
到我们的距离几乎都是相同的
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富变心距离的相对标杆
只要两颗造富变星具有相同的光变周期
它们也就有了相同的绝对新等
也就是光度相同
又倘若这两颗星的适心等并不相同
那么由于光源适亮度与它到观测者的距离平方成反比
就可以知道适量度较大的距离就会比较近
适亮度较暗的距离就会比较远
例如造富变形甲与造富变心椅的光变周期相同
而甲的适量度是乙的九倍
那么就可以知道
以同我们的距离是假的三倍
于是只要能定出任何一颗造富变心的距离或者绝对新等
那就可以推算出其他所有造富变心的距离了
换句话说
只要确定一颗造富变心的绝对星等
我们就可以将封面示衣图里面的纵坐标由试心等换算成绝对星等
用绝对星等做纵坐标
光变周期坐横坐标
做出的图叫做周光关系曲线
现在的问题是绝对新等的原点
也就是绝对新等数为零的这一点
应该在纵坐标轴上的什么地方
这是天文学中的一个很有名的问题
叫做确定造富变心
周光关系的零点
既然任何一颗造富变心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富变心
它们具有可测量出来的自形
前面我们已经讲述测定天鹅六十一星和半人马阿法星的距离的时候
已经说过
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变心的自形
然后利用某种统计学的办法
获得他们近似的平均距离
具体的做法比较繁复
这里就不能详说了
总之人们用统计方法定出一群造富变心的平均距离之后
就可以进而确定他们的绝对新等
这样周观关系的零点也就有了着落
最后终于有了如封面示意图那样的造富变心周光关系图
这是一根新的标准良尺
我们举一个例子来说明
如何用它求出遥远造富变心的距离
例如有一颗造富变心
由直接观测知道它的视心等为十六等
光便周期是十天
我们沿着封面示衣图里面的虚线可以查出它的绝对星等是复四等
那么试问
它处于多远的地方才会按成如我们所见的十六等星呢
十六等星
与傅四等相比
要差二十个星等
这相当于亮度相差一亿倍
相应的它的距离就要比十秒差距远了一万倍
因此它离我们有十万秒差距
也就是三十二万六千光年那么远
用三角市差法和风光视差法是不可能测量如此遥远的距离的
这样求出的恒星视察
较
造富视场
可以说它是继风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
而和外星系的距离
因此
造富变星荣获了视距天体和梁天尺的美名
您刚才听到的是由米安演播的天文学普及夺物
星星离我们有多远
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