“度”量星光

王靈芝

給星星的亮度定等級

晴朗的夜空， 星星點點、有亮有暗。該如何精確描述一顆星星有多亮呢？天文學家將星星的亮度劃分為6 個等級，而這種描述星星亮度的等級叫作“星等”。

星等這個概念最早是由古希臘天文學家喜帕恰斯在公元前2世紀提出的。

天文學家將肉眼可見的星星的亮度分為6等。星等數值越小，星星越亮；星等數值越大，星星越暗。1等星的亮度是6等星亮度的100倍，每級之間亮度相差約2.5倍。

星等有絕對星等和視星等兩種，其中視星等是指在地球上我們肉眼觀察到的星體亮度，而絕對星等反映的是天體真實的發光本領。如果我們能夠知道天體的絕對星等與視星等，就可通過數學公式——M（絕對星等）=m（視星等）+5-5lgd（d為恒星的距離。）得出天體之間的距離。這也是目前天體測距的主要計算途徑。

知識鏈接 視星等是變化的

視星等的數值主要受3個因素影響：一是星體本身的發光能力，二是觀測者和星體的距離，三是視線方向上的塵埃消光，就是天體的光在達到地球上的觀測者時，會穿過天體和觀測者之間的塵埃，由于塵埃的散射、吸收，這些星光會減弱。這也表明，我們不能簡單地通過視星等的大小來衡量一顆星體的發光能力。例如我們太陽系中的火星，它在離我們遠時（此時的星等高），和北極星的亮度差不多，而在離我們近時（此時的星等低），其亮度比天狼星還要亮一點。

測量星星距離的道路

天文學家具體是如何操作的呢？最早，人們想到的辦法是通過視差。視差就是從有一定距離的兩個點上觀察同一個目標所產生的方向差異。比如：我們抬起大拇指，分別用左眼和右眼觀察大拇指的位置，就會發現大拇指的位置發生了變化。但其實大拇指并沒有動，而是分別用左眼和右眼觀察時，大拇指在背景上投影的位置發生了變化，這種現象就叫作視差位移。利用這種現象測量距離的方法也被稱為拇指測距，我們經常能在一些戰爭題材的影視劇中見到。而天文學中，利用這種現象同樣可以測量天體之間的距離，這種方法被稱為三角視差法。

知識鏈接 如何利用三角視差法來測距

三角視差法所構造出的三角形為等腰三角形，如下圖所示，底邊2R 為地球公轉軌道的直徑（已知）， 視差角θ 的大小在進行觀測時可以測得。利用勾股定理即可得所測星體離地球的距離

三角視差法簡化圖

視差位移（繪圖/ 陳禾）

三角視差法（繪圖/ 陳禾）

拇指測距（繪圖/ 陳禾）

從三角視差法到造父變星法，和造父變星實際應用的流程圖（繪圖/ 周游）

但三角視差法應用范圍有限，一旦天體位置過遠、視差角過小就無法應用了。于是，天文學家又發現了另外一種方法——造父變星法。所謂造父變星法，即有一類天體亮度隨時間而變化，這個變化的周期我們叫作光變周期，而光變周期又與它的絕對星等有一定關系，所以我們可以通過光變周期知道造父變星的絕對星等，然后再結合已知的視星等即可求得天體之間的距離。因此，造父變星可以作為一把“量天尺”來進行天體之間測距，造父變星也被稱為標準燭光。

讓我們更加形象地認識一下標準燭光。黑夜中， 一盞燭光如果近在咫尺，看起來會亮一些；如果距離較遠，則看起來暗一些。燭光本身的亮度實則沒有變化，只是距離遠近造成了明暗之別。因此，如果我們尋找一種有固定亮度變化的星體，用它作為尺子，就能計算其它星體的距離。

但由于造父變星的亮度太“小”了，導致其所適用的范圍僅限于銀河系及其附近，于是天文學家們就發掘了能夠測距更遠的“標準燭光”，那就是Ia 型超新星。

新型標準燭光的發現——Ia型超新星

在宇宙中， 天文學家發現有這樣一類星體， 它們非常亮， 且有著非常相似的光譜， 天文學家把它們稱為Ia型超新星。一種模型認為，Ia型超新星，是由兩顆恒星組成的，其中一顆是碳氧白矮星（ 小質量恒星在燃燒完核燃料后最后會演化成白矮星），另一顆是它的伴星（比如主序星）。當二者距離相對比較近的時候，白矮星就會把同伴的物質掠奪到自己的身上。當它通過吞噬物質，質量達到1.4 倍太陽質量的時候，就會發生爆炸，即形成了Ia型超新星爆炸。這類超新星有比較均一的峰值光度， 所以可以作為比較精確的宇宙學距離指示器。

Ia型超新星比造父變星亮多了，根據觀測，Ia型超新星的亮度大約為太陽亮度的50 億倍。這不正是天文學家尋覓的比造父變星測距更遠的“尺子”嗎？比如，紫金山天文臺盱眙觀測站就曾經收集數據尋找Ia型超新星。因此，Ia型超新星成為了新的“標準燭光”，被廣泛應用于宇宙測距中。

讀完整篇文章，你是否對星光與天體測量有了新的認識。星光的微弱變化在天文學家眼中能變成一把丈量數萬光年的距離的“量天尺”，而神秘的宇宙當中還有很多神奇的現象等待著我們去探索！

（責任編輯 / 李曉霏 張麗靜 美術編輯 / 周游）

紫金山天文臺觀測站