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用恒星“心跳”测量宇宙距离

要知道两点间的距离,只要拿一把长尺子一量就可以测出来。然而,天上的星系、星团等天体离我们非常遥远。那么,天文学家又是怎样在地球上就知道这些星系或星团离我们有多远呢?
确实,这是天文学家们所公认最头疼的难题,但又是他们必须面对的巨大挑战。通常情况下,天文学家为了测量一颗河外星体的距离,首先要尽可能精确地测出一颗银河系内较近星体的距离,然后再利用一系列先进的太空技术,计算出那颗更远星系星体的距离。这个过程像踩着台阶上楼,所以又称作是“宇宙距离阶梯”。
多年来,许多不同的“宇宙距离阶梯”被发现,造父变星就是其中的一部分。借助它们闪动的“心跳”,我们可以更精确地测量出各星系与地球的距离,“校准”宇宙膨胀率;借助它我们可以更好地探索苍茫的宇宙。
那么,什么是造父变星呢?
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发现造父变星

虽然大多数恒星都像太阳一样比较稳定地发光,但仍有少部分恒星的亮度是在不断变化的。一般来讲,凡是亮度起伏变化的恒星,都可以称之为“变星”,其种类很多,有交食变星、脉动变星、新星和超新星。变星变化的原因可以分为物理原因(如爆发、脉动)和几何原因(如交蚀、屏遮)两种,也有二者兼而有之的。
在已发现的变星中,脉动变星占了一半以上,它是指由脉动引起亮度变化的恒星。这些变星亮度的变化,可能是由于恒星体内(自身的大气层)一会儿膨胀、一会儿收缩这种周期性的变化而引起的。恒星周期性的膨胀与收缩,必然引起恒星体积周期性的增加与减少,温度和总辐射能量都发生变化,因而光度也周期性的增大与减小,看起来它的亮度也周期性的变亮与变暗。
造父变星就是脉动变星中比较特殊的一种,它们在夜空中明亮无比,用肉眼就能看到,而且亮度变化得相当有规律。正是这种规律性的亮度变化为天文学家量度星系距离提供了标准,可以说造父变星是宇宙中的标准“烛光”。
第一个发现造父变星的是出生于荷兰的业余天文爱好者约翰•古德里克,他是一个聋哑青年,而且只活了22岁,但是他在变星研究上的重要成就使他的名字永远流传了下来。
1782年11月12日,18岁的古德里克首次观测了英仙座中的大陵五,他非常惊奇地发现了它的亮度变化,好奇心使他坚持观测下去,并最终得到了它的光变周期:2日20小时49分9秒。次年5月,英国皇家学会公布了这一发现,并授予古德里克“科普莱奖章”。古德里克还对大陵五的光变原因进行了研究,认为它变光的原因是有一颗较暗的星和它互相绕转,这颗伴星周期性地遮掩大陵五,就好像日月交食一样。但直到100多年后的1889年,人们才用分光镜证实了他的见解。
在此后的4年里,古德里克又发现了两颗变星,一颗是天琴座β,中文名“渐台二”;另一颗是仙王座δ。由于我国古代将仙王座δ称为“造父一”,天文学家后来就将这类亮度够亮、亮度变化很规律的变星统称为“造父变星”。

用“心跳”量距离

变星的每次光度变化平均所需的时间,就是变光周期,即变星从最暗变到最亮,又回到最暗所需要的时间。变星的变光周期一般很有规律,这是变星的一个重要特征,造父变星也同样具有这个特征,如仙王座δ星的光变周期为5天8小时47分28秒。除此之外,造父变星还具有一个鲜为人知的特性,那就是它的“周期—光度关系”特性。
1912年,美国女天文学家亨利塔•利维特在银河系的卫星星系小麦哲伦星云中发现了20颗造父变星,测量后发现它们的距离几乎相同,而且视亮度(地球上测量到的亮度)比较亮的,其绝对亮度(恒星本身发出的总光度)也比较亮。经过计算,她最终得出了造父变星的“周期-光度关系理论”(简称“周光关系”):变光周期越长的造父变星,其绝对亮度也越亮;光变周期越短,亮度亦越小。也就是说,造父变星的内在光度和规律变动周期——它的“心跳”或者说“脉搏”之间有一种特殊的关系。
造父变星的亮度变化周期和绝对星等有着严格的对应关系,因此,只要在地球上测得了一颗造父变星的光变周期,原则上就可以确定它的绝对星等;如果再测量出它的相对星等(视星等),把绝对星等和相对星等进行比较,再考虑到光源亮度的“反平方定律”,那么它的距离就可以确定了。因为这颗变星就在星系或星团里,所以天文学家也就知道了相应的星系或星团的距离了。
造父变星的这一性质太有用了、太重要了。自此,有关河外星系星体距离测量的关键工作,便开始完全依赖于这些距离指示物—— 造父变星了,天文学家们给了它一个“量天尺”的美名。后来,造父变星便被天文学家们视作宇宙中的“标准烛光”,烛照宇宙中我们未知的黑暗。

测量造父变星自身的距离

然而,一个非常重要的问题就是,科学家们必须尽可能具体地测出一颗造父变星极精确的距离,只有这样,才能根据造父变星的“周期—光度关系”测量出其它星体的距离,这是一件让科学家们不大好办的事情。而这恰恰是“干涉测量法”的用武之地。
“干涉测量法”是指用多架望远镜把来自同一天体的光或无线电波进行组合,再详细分解的测量法。它是天文学家沃尔特•巴德和韦塞林克发明的,因此这种方法也以他们的名字命名为“巴德—韦塞林克法”。
利用这一经典的方法,一颗造父变星的角直径的变化,就可以根据其有规律的脉动检测到的光度变化推知。然后,再利用分光镜测量出相应的径向速度的变化,以此得到星体的直线距离。然后通过换算径向速度与角直径,得到星体的距离。不过,这种方法的问题是,尽管造父变星表面上很明亮,但它们的距离实在太遥远,如距离我们最近的造父变星仙王座δ,就有足足800光年,观察它们就像是观察月球上的两排房子一样困难。因此总是让人感觉不好把握,不敢真正确信。
最近,一个由法国和瑞士天文学家组成的小组,启动了一项巨大的研究计划,该计划的目的就是利用上述的“巴德—韦塞林克干涉测量法”,测出几颗造父变星的距离,打消人们对这种测量方法的疑虑。
为了实施这个庞大的计划,他们利用高分辨率的太空望远镜干涉仪,选择了在智利的欧南天文台观测到的7颗造父变星作为测量对象。当7颗造父变星中4颗星体的规律性运动被超大望远镜干涉仪发现时,他们便趁机利用“巴德—韦塞林克干涉测量法”得到了它们的距离。随后,他们又利用另一种复合计算方法,计算出了另外3颗星体的距离。
不久的将来,更精密的超大望远镜干涉仪“琥珀”将很快问世,这台望远镜将使现在的观测精确度再次提高5%,30多颗造父变星的距离就将被轻而易举地测量到,对遥远星体的测量也将成为家常便饭。  

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