Astronomy 版 (精华区)

　　紧接着又迈出了重大一步，这就是发现了新的测量标杆——
某些亮度起伏不定的变星。这段故事是从仙王座中一颗相当明亮
的恒星——仙王座δ星（造父一星）开始的。经仔细研究，人们
发现这颗恒星的亮度有周期性的变化：经过最暗点亮度很快就增
加到两倍，然后慢慢地暗下来，恢复到最暗点。它这样反复地变
化着，非常有规律。天文学家还发现其他一些恒星也有同样规律
性的变化；它们都以仙王座δ星（中文名造父一）来命名，所有
这类变星都叫做造父变星。
　　造父变星的周期（从暗点到暗点的时间）从少于一天到近于
两个月不等。距离我们太阳最近的似乎在一个星期左右，如仙王
座δ星是5.3天；北极星是其中最近的造父变星，周期为4天。（
北极星的亮度变化极小，无法用肉眼分辨出来。）
　　造父变星对天文学家的重要性就在于它们的亮度，对此我们
必须稍离本题来解释一下。
　　从喜帕洽斯以来，恒星的亮度就以他发明的星等系统来标定。
恒星越亮，星等就越低。他把20颗最亮的恒星叫做一等星，再暗
一些就是二等星，然后是三等星、四等星、五等星，直到最暗淡
的用肉眼隐约可见的为六等星。
　　到了1856年，英国天文学家鲍格森把喜帕恰斯的观念定量化。
他指出，所有一等星的平均亮度为六等星平均亮度的100倍。 为
了使这五个星等间隔表示的亮度比为100， 一个星等的比率必须
为2.512，就是说四等星的亮度为五等星的2.512倍，为六等星的
2.512×2.512倍或6.3倍。
　　在恒星中， 天鹅座61星是一颗5.0等的暗星（现在天文学可
以把星等确定到小数点后一位数，有时甚至可以确定到小数点后
两位数）。五车二是一颗0.9等的亮星； 半人马座α星更亮，为
0.1等星。当亮度更大时， 可用零等星或负几等星来表示。天狼
星是天空中最亮的一颗恒星，为－1.42等星。行星金星的星等是
－4.2；满月为－12.7；太阳为－26.9。



图：天空中最亮的星星天狼星。
Robert Nemiroff  & Jerry Bonnell 摄于 2000年6月11日

　　这些都是我们看到的恒星的视星等，而不是它们的与距无关
的绝对光度。但是，如果我们知道一颗恒星的距离和它的视星等，
我们就能够计算出它的真实光度。天文学家根据一个标准距离的
亮度来确定“绝对星等”的标度，一个标准距离规定为10秒差距，
或32.6光年。（1秒差距即一颗恒星显示出1弧秒视差时的距离；
大约相当于30万亿公里或3.26光年。）
　　虽然五车二看起来比半人马座α星和天狼星暗，但实际上它
发出的光比这两颗星中的任何一颗都要强得多。它之所以看起来
比较暗，只是因为它比这两颗星要远得多。如果它们都在标准距
离上，五车二则是最亮的一颗星：五车二的绝对星等为－0．1，
天狼星是1.3，而半人马座α星是4.8。我们的太阳和半人马座α
星的亮度差不多，绝对星等为4.86，是一颗普通的中等大小的恒
星。
　　现在我们再回头谈造父变星。1912年，哈佛天文台的一位天
文学勒维特对小麦哲伦云进行研究。南天中有两个巨大的恒星系
统以麦哲伦的名字而命名，这是因为麦哲伦船队在环球航行期间
首先观察到它们。在小麦哲伦云的恒星中，勒维特观察到25颗造
父变星。她记录下每颗造父变星的变化周期，使她惊讶的是，她
发现变化周期越长恒星的亮度就越大。
　　与我们邻近的造父变星并没有这种关系，但小麦哲伦云中的
造父变星为什么会有呢？在我们邻近的恒星中，我们只知道造父
变星的视星等，不知道它们的距离或绝对星等，所以没有可以把
一颗恒星的变化周期与其亮度联系起来的标准。但是小麦哲伦云
离我们太遥远了，这就像一个纽约市的人试图计算芝加哥市的每
个人同他之间的距离一样。他会得出这样的结论，所有芝加哥人
都差不多与他同样远——在长达上千公里的总距离上，差一两公
里又有什么关系呢？同样，小麦哲伦云远端的一颗恒星比近端的
一颗恒星也远不了多少。
　　由于小麦哲伦云中的恒星都处在离我们差不多同样远的距离
上，所以可以把它们的视星等作为比较它们的绝对星等的一种量
度。因此，勒维特可以把她看到的那种关系看成是一种真实的关
系，就是说，造父变星的周期随着绝对星等而平缓地增大。于是
她画出了一条周期－光度曲线，这条曲线可以表明具有任一绝对
星等的造父变星必定具有的周期，反过来，也可以表明具有一定
周期的造父变星必定具有的绝对星等。
　　假设造父变星在宇宙的任何地方都像在小麦哲伦云里一样（
一个合理的假设），那么，天文学家就有了一个测量距离的相对
尺度，不管造父变星有多远，只要能用最好的望远镜探测到，就
可以测量出它的距离。如果天文学家发现两颗周期相等的造父变
星，便可以认为它们具有相同的绝对星等。 如果造父变星A看上
去有造父变星B的4倍亮， 那么造父变星B必然有造父变星A的2倍
远。用这种方法，可以把所有观测到的造父变星的相对距离画在
一张比例图上。这样只要有一个造父变星的真实距离能够测定出
来，所有其他造父变星的距离就都可以确定了。
　　不幸的是，即使最近的造父变星——北极星——也有几百光
年远，无法用视差法测量出它的距离。天文学家必须采用间接的
方法。一个可以利用的线索是自行：一般来说，越远的恒星自行
就越小。（回想一下，贝塞尔断定天鹅座61星比较近，就是因为
它有较大的自行。）为了测定星群的自行，人们使用了许多装置，
还使用了统计学方法。虽然过程很复杂，但终于测出了含有造父
变星的各种星群的近似距离。根据那些造父变星的距离和视星等，
便可以确定它们的绝对星等，从而可以把绝对星等和周期作以比
较。
　　1913年，丹麦天文学家赫兹普龙发现，一颗绝对星等为-2.3
的造父变星，周期是6.6天。 根据这一发现，并利用勒维特的周
期－光度曲线，他能够确定任何造父变星的绝对星等。（后来意
外地发现，造父变星一般都是又大又亮的恒星，比我们的太阳亮
得多。它们的亮度变化可能是脉动的结果。这些恒星似乎在不断
地膨胀与收缩，就像是在做深呼吸一样。）
　　几年以后，美国天文学家沙普利重复了这项工作，并断定一
颗-2.3绝对星等的造父变星周期为5.96天。他们两人的结果如此
一致，天文学家们可以继续向前迈进了。他们有了自己的尺度。