“度”量星光

撰文/ 王灵芝（中国科学院南美天文研究中心、国家天文台中智天文联合研究中心）

给星星的亮度定等级

晴朗的夜空,星星点点、有亮有暗。该如何精确描述一颗星星有多亮呢？天文学家将星星的亮度划分为6个等级，而这种描述星星亮度的等级叫作“星等”。

星等这个概念最早是由古希腊天文学家喜帕恰斯在公元前2世纪提出的。

天文学家将肉眼可见的星星的亮度分为6等。星等数值越小，星星越亮；星等数值越大，星星越暗。1等星的亮度是6等星亮度的100倍，每级之间亮度相差约2.5倍。

星等有绝对星等和视星等两种，其中视星等是指在地球上我们肉眼观察到的星体亮度，而绝对星等反映的是天体真实的发光本领。如果我们能够知道天体的绝对星等与视星等，就可通过数学公式——M（绝对星等）=m（视星等）+5-5lgd（d为恒星的距离。）得出天体之间的距离。这也是目前天体测距的主要计算途径。

测量星星距离的道路

天文学家具体是如何操作的呢？最早，人们想到的办法是通过视差。视差就是从有一定距离的两个点上观察同一个目标所产生的方向差异。比如：我们抬起大拇指，分别用左眼和右眼观察大拇指的位置，就会发现大拇指的位置发生了变化。但其实大拇指并没有动，而是分别用左眼和右眼观察时，大拇指在背景上投影的位置发生了变化，这种现象就叫作视差位移。利用这种现象测量距离的方法也被称为拇指测距，我们经常能在一些战争题材的影视剧中见到。而天文学中，利用这种现象同样可以测量天体之间的距离，这种方法被称为三角视差法。

但三角视差法应用范围有限，一旦天体位置过远、视差角过小就无法应用了。于是，天文学家又发现了另外一种方法——造父变星法。所谓造父变星法，即有一类天体亮度随时间而变化，这个变化的周期我们叫作光变周期，而光变周期又与它的绝对星等有一定关系，所以我们可以通过光变周期知道造父变星的绝对星等，然后再结合已知的视星等即可求得天体之间的距离。因此，造父变星可以作为一把“量天尺”来进行天体之间测距，造父变星也被称为标准烛光。

让我们更加形象地认识一下标准烛光。黑夜中,一盏烛光如果近在咫尺，看起来会亮一些；如果距离较远，则看起来暗一些。烛光本身的亮度实则没有变化，只是距离远近造成了明暗之别。因此，如果我们寻找一种有固定亮度变化的星体，用它作为尺子，就能计算其它星体的距离。

但由于造父变星的亮度太“小”了，导致其所适用的范围仅限于银河系及其附近，于是天文学家们就发掘了能够测距更远的“标准烛光”，那就是Ia型超新星。

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知识链接视星等是变化的

视星等的数值主要受3个因素影响：一是星体本身的发光能力，二是观测者和星体的距离，三是视线方向上的尘埃消光，就是天体的光在达到地球上的观测者时，会穿过天体和观测者之间的尘埃，由于尘埃的散射、吸收，这些星光会减弱。这也表明，我们不能简单地通过视星等的大小来衡量一颗星体的发光能力。例如我们太阳系中的火星，它在离我们远时（此时的星等高），和北极星的亮度差不多，而在离我们近时（此时的星等低），其亮度比天狼星还要亮一点。

知识链接如何利用三角视差法来测距

三角视差法所构造出的三角形为等腰三角形，底边2R为地球公转轨道的直径（已知），视差角θ的大小在进行观测时可以测得。利用勾股定理即可得所测星体离地球的距离d——d

新型标准烛光的发现——Ia型超新星

在宇宙中,天文学家发现有这样一类星体,它们非常亮,且有着非常相似的光谱,天文学家把它们称为Ia型超新星。一种模型认为,Ia型超新星，是由两颗恒星组成的，其中一颗是碳氧白矮星(小质量恒星在燃烧完核燃料后最后会演化成白矮星)，另一颗是它的伴星（比如主序星）。当二者距离相对比较近的时候，白矮星就会把同伴的物质掠夺到自己的身上。当它通过吞噬物质，质量达到1.4倍太阳质量的时候，就会发生爆炸，即形成了Ia型超新星爆炸。这类超新星有比较均一的峰值光度,所以可以作为比较精确的宇宙学距离指示器。

Ia型超新星比造父变星亮多了，根据观测，Ia型超新星的亮度大约为太阳亮度的50亿倍。这不正是天文学家寻觅的比造父变星测距更远的“尺子”吗?比如，紫金山天文台盱眙观测站就曾经收集数据寻找Ia型超新星。因此，Ia型超新星成为了新的“标准烛光”，被广泛应用于宇宙测距中。

读完整篇文章，你是否对星光与天体测量有了新的认识。星光的微弱变化在天文学家眼中能变成一把丈量数万光年的距离的“量天尺”，而神秘的宇宙当中还有很多神奇的现象等待着我们去探索！