如何测出90万光年一颗星的距离?多亏这个失聪的

 新闻资讯     |      2020-03-20 03:23

如何测出90万光年一颗星的距离?多亏这个失聪的女人

1923年10月6日清晨以前,人们还认为银河系就是整个宇宙。


因为那天,哈勃确定了在仙女座发现的一颗新星是造父变星。通过这颗造父变星,他测算出仙女座离地球有90万光年(现代测量数据是254万光年),这已远远超出了银河系与我们的距离。银河系的直径只有10万光年。


哈勃在仙女座拍摄到的炸金花游戏下载手机版下载造父变星


这个距离是如何测算出来的?这得感谢哈佛学院天文台的失聪女天文学家亨丽爱塔.勒维特。是她让宇宙学成为一门真正意义上的现代科学,也成为宇宙学发展新的里程碑。


佛学院天文台台长皮克林与他的女员工


关于造父变星这个古怪的名称,我们得从更远一些时候说起。


造父是中国古代周穆王的一个御马官,据说他训马非常的厉害。后来人们用他名字给仙王座中的δ星起的中文名,叫”造父一”。


这个“造父一”作为恒星很早就被发现了,但作为变星,却是直到了1784年才被一个英国聋哑的青年文学家古德里克所发现。


他通过没日没夜的仔细观察发现,这颗星有一个变化的周期:增亮-变暗-再增亮-再变暗,这一个变化的周期,称作光变周期。他精细的算出这颗星的光变周期大约是5.36634天,和现代光学仪器测量的数值非常接近。


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造父变星


后来人们把有类似造父一这样变化周期的变星,统统称为“造父变星”。造父变星的光变周期有长有短,一般是在1-50天之间,也有少数上百天的。


这个变化周期只是一个新的发现,而造父变星真正成为广阔宇宙中测量各个恒星、星系和星系团距离的“标准烛光”,这得等到1908年。


美国的女天文学家勒维特,通过对大麦哲伦星云中的25颗造父变星的观察,发现另外一个非常重要的规律:在距离相同的情况下,它们的光变周期与可视亮度成正比。也就是这一个光变周期越长,这个造父变星的亮度就越高。这个规律被称为造父变星的周光关系,也叫勒维特定律。


亨丽爱塔.勒维特


这一年,勒维特发表了一篇天文学史上最重要的论文之一的论文,叫做《麦哲伦云中的1777颗变星》。


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为什么说勒维特发现这个变星的规律那么重要?因为根据这个规律,天文学家们才能测量得出离我们更远的恒星和星系。在此之前人们常用的测量天际恒星距离的方法是一种叫做三角视差法。


三角视差法,是通过两个不同的地方观测同一个物体时,观测到的物体有两个不同的位置,它们会有一个偏移的角度。就像我们把一根手指放到眼前,用左眼和右眼分别观测它时,会感觉到手指是在两个不同的位置一样(大家不妨试试)。


这个由于观察者自身位置改变而导致被观察物体位置偏移的现象,就是视差。被观察物体的视差越小,它离我们的距离就越远。


因为这两点的距离越大,视差角也就越大,这样才能比较方便测算。于是当时人们找到一个两点间距离比较远的方法,就是地球上的A点绕太阳转半年时到达B点,这两点之间的连线的一半就是地球到太阳的距离。当时已经知道地球到太阳的距离是约1.5亿公里。


从这两个点观测到的星星,有一个偏移量可转化为一个角度,这个角度称作周年视差角。


所以人们就选择春分和秋分这两天分别来观测星星。然后用地球到太阳的距离除以星星的周年视差角,就可以算出我们到这颗星星的距离。计算恒星距离的方法如下图:


但是,三角视差法有个局限性。就是距离我们太远的星星就没法测算了,因为太过遥远的距离,周年视差角就小到没法观测了。


要测量更加遥远的星体,得通过造父变星的周光关系去计算。


按经验我们知道,距离我们越远的光源,光亮度就会越暗。如同一发光物质的光源A是光源B亮度的2倍,那我们就得出结论,光源A与我们的距离是光源B的距离1/4。(注意,光亮度与距离的平方成正比)




但是对于遥远的星体来说,我们不知道这个光亮度是与我们的距离有关还是与它自身发光能力有关。有些星星是因为它离我们近而很亮,有些是因为它自身发光能力太强而很亮。


在天文学中,将星体这种内在的发光能力,称为“绝对星等”。而我们从地球上观察到的星体的亮度,叫做“视星等”。绝对星等有个标准,就是把天体放在约32.616光年处观测到的视星等。


星等是一个表示星体亮度的概念,它的数值越大,星体越暗。


造父变星的周光关系就为我们解决了这个何如知道实际发光能力的问题。


在同一个星云上的造父变星,它们的视星等可以看作是绝对星等,因为它们的距离是一样的,所以亮度反映的就是真实的发光能力。


假设两颗造父变星,它们的光变周期是一样的,按勒维特的周光关系规律,那它们的固有亮度(绝对星等)就应该一样。假设我们从地球上观测这两颗造父变星的亮度不一样,一颗星的亮度是另一颗的4倍,那我们马上就知道,较亮的那颗星与我们的距离是较暗那颗星的一半。


因此,根据勒维特周光关系的规律,只要我们知道其中一颗造父变星的距离,就可以测出任何另外一颗造父变星距离。从而测出这颗造父变星所在的星系、星系团的距离,包括哈勃发现的那颗远于银河系外的仙女座。造父变星也被人们誉为“量天尺”。


要先确定一颗造父变星的距离,这个好办,我们可以寻找较近能够用三角视差法或其他的方法测出距离的造父变星就可。


1913年,丹麦天文学家埃希纳.赫茨普龙第一次成功的用视差法测出了一颗造父变星的距离。这颗星就是古德里克第一次所发现有光变周期的恒星—造父一。它的视差是3.77毫角秒,离地球890光年(现代测量的数据)。造父一也就成为第一个我们测量其他恒星的“标准烛光”。


造父变星的测量方法也有它的极限,如果再遥远的星际,就得找到更亮的“标准烛光”。这个被选择的光源就是LA型超新星。


LA型超新星是由一种白矮星通过核反应爆发形成的。因为它只有达到一个特定的临界值,也叫钱德拉塞卡极限时才会爆发,所以它们的固有亮度是一样的。它的亮度可以和几十亿个太阳的亮度相当,所以天文学家们选中它作为更远星际测量的“标准烛光”。


再远的星系,就需要测量光谱红移,并根据哈勃定律,以及中子星的偏振等更为复杂的方法来测量距离了。


造父变星的周光关系,可说是一个伟大的发现。但遗憾的是,这个发现并没有给勒维特带来多大的好处。她没有得到任何学术界的嘉奖,没有得到一个教授的职位,没有得到一张博士的文凭。


很多年后,勒维特依然是一个失去听力的本科学历生、周薪10美元的计算员......她在马萨诸塞州剑桥市的墓地里,墓碑上没有半句关于她学术成就的记载。


当我们仰望遥远广阔的星空,有一个失聪的女人,她的的名字与星光一样光彩耀人。