天文學的發展以及人類心中宇宙觀的變化，總是伴隨着一些重要的人和事，今天我們就說下宇宙量天尺的發現、變星了周光關係以及哈勃首次對宇宙規模的探尋！宇宙量天尺——變星的發現

回溯漫漫的人類歷史，在很長時間裏，人們都認爲恆星就是固定地被鑲嵌在天球上的小亮點。雖然天空中偶爾會有一些奇特的事件，出現一些被叫作新星或者超新星的新天體，但這種事情畢竟太罕見了，在沒有望遠鏡的情況下要很多年才見到一次。

所以，人們依然相信絕大多數恆星的亮度和相對位置是永恆不變的。不過，這個觀念是錯的。1596年8月，法布里修斯（David Fabricius）看到了一顆自己以前沒見過的星星，他自然認爲這是一顆新星。這顆星星此後一天天變暗，到10月最終看不見了，事情到此都沒有什麼奇怪的。

然而，變局在1609年到來：這顆星星在當年的位置上再次出現了。此前關於新星的記錄中，從沒有哪顆新星再次出現過。如今知道，法布里修斯發現的這顆星星根本不是過去意義上的新星，而是一種自身亮度會變化的恆星——變星！

變星一度也被認爲是恆星世界中的少數情況，畢竟在此後接近兩百年的時間裏，被認定了的變星數量也沒有達到兩位數。但是後來天文照相技術的發展和普及，讓變星的發現數量出現了爆發式的增長。有了照片，我們就能直接比較幾天、幾周、幾個月甚至幾年之內一顆恆星的亮度變化。由此，人們不僅認識到更多的恆星是變星，還得以更加精確地測量其“變光週期”，即其亮度從最高變到最低，此後再次到達最高一共所用的時間。變星的周光關係

19 世紀90年代初，有一位名叫勒維特（Henrietta Leavitt）的年輕女士進入美國馬薩諸塞州劍橋的一個女子文理學院（即今天的拉德克利夫學院）學習。1893年，她被哈佛大學天文臺僱用，負責整理和測量天文照相底片上的恆星，以編寫恆星亮度數據表。同時，她還負責對小麥哲倫星雲內已經發現的單顆恆星進行編目。在接下去的20年裏，她辨認出了天上1000多顆變星，還根據這些變星的變光性質不同，將其分成了多個類型。

勒維特在工作中注意到，有一類變星的變光性質異乎尋常，這就是如今所說的“造父變星”：首先這類變星的變光週期都比較長，而且它們的變光幅度（即最亮時的星等和最暗時的星等之差）彼此相似，比這些更奇妙的是她選取了平均亮度排在前25名的造父變星進行研究，發現其中平均亮度最高的那顆週期最長（數月），其後平均亮度越低的造父變星，變光週期也就相應地越短，排第25名的那顆造父變星的變光週期也是這25顆星中最短的，只有一天多一點。她由此確認造父變星在其平均亮度和變光週期之間具有一種幾乎完美的相關關係。

這種關係就是如今所說的“周光關係”，這一發現的應用價值是巨大的。因爲我們可以認爲，小麥哲倫星雲內的各種恆星與我們的距離是差不多遠的，所以我們觀察到的它們的亮度差異可以被認爲是其自身發光能力差異的體現，但由於造父變星周光關係的發現，一旦我們在其中能確認某一顆星屬於造父變星，那麼就可以通過觀察它的變光週期去確定它自身的發光能力。同樣亮度的星星，離我們越遠就顯得超暗，所以，只要對比這顆造父變星本來具有的發光能力和我們實際看到的它的亮度，就可以知道它離我們到底有多遠。

周光關係的發現，是一項美妙的成就。只要確認了一顆恆星屬於造父變星，不論它在天空中的什麼位置，我們都可以通過其變光週期輕鬆推算出其距離！因此，造父變星也被稱爲天文學上的“標準燭光”，其意思是，如果你知道一支蠟燭的火焰本來有多亮，你就可以通過你實際看到的燭火亮度去推知蠟燭與你的距離。

勒維特關於造父變星的工作是值得稱頌的，因爲正是她第一次告訴我們，有一種可以在遼闊的宇宙空間中使用的標準燭光。（後來隨着天文學的不斷進展，我們又找到了多種類似的標準燭光天體。）有了這一理論武器之後，遙遠天體的距離測定問題就有了解決的希望。哈勃首次測出仙女座星系的距離

1917年，位於威爾遜山頂上的胡克望遠鏡落成並開始觀測，其口徑爲2.54米。它取代了當年的“利維坦”，成爲當時世界上最大的望遠鏡。兩年後，對螺旋深空天體的性質懷有極強好奇心的天文學家哈勃（Edwin Hubble）入職威爾遜山天文臺，開始重新逐個觀察這類目標。當時，人們關於螺旋星雲的性質，到底是銀河系中的恆星還是宇宙中獨立的星星島嶼爭論已久，但餘熱未消，這座天文臺裏的絕大部分專家也還都傾向於宇宙島嶼的觀點。

哈勃對此持中立態度，爲了弄個究竟，他把興趣點放在了對這類天體中的新星現象的觀測上。哈勃與他的助手修梅森（Milton Humason）一起制訂了一個研究計劃，他們用一切可能的時間去觀測這些天體並進行歸類記錄，尋找其中的閃光現象以及任何異樣的變化。

在20世紀20年代的前半葉，哈勃和修梅森觀測了許多螺旋狀天體，其中包括著名的“仙女座大星雲”，即 M31。在1923年10月6日的照相底片上，哈勃關注了M31 的圖像中三個先前被發現過有新星的位置：其中一個位於 M31 的外緣，另一個靠近中心部分，還有一個位於前兩者之間。觀察的結果出乎預料：第四顆“新星”出現了。而比這更令人驚訝的事實是，根據哈勃自己的數據記錄，這第四顆“新星”的位置與先前的第一顆一模一樣，也就是說它們是同一顆星。

爲什麼說這令人驚訝呢？是因爲通常的新星暗下去後，要想再次“爆發”（即增亮）往往需要不止千年的時間，而即便是新近知道的“復發”最快的例子——蛇夫座 RS（其增亮機制爲：一顆白矮星不斷地從一顆紅巨星那裏吸收質量），也需要幾十年才能再次增亮。而哈勃發現的這顆“新星”亮度達到最大值時，離它上次達到最亮僅有31天的時間！

哈勃興奮地意識到，如此之短的間隔，只能說明這顆星根本就不是天文學意義上的“新星”，而是一顆變星！他提筆在底片上劃去了表示“新星”意思的字母 N，寫上了一個“VAR！”而且，這顆變星恰好就屬於勒維特在十年之前劃定的造父型的變星，而不是其他類型的變星。

由於哈勃已經掌握這顆變星的變光週期，他立刻運用 Carnegie Observatories勒維特的成果，推算出了這顆星自身的發光能力。當然除勒維特以外，胡克望遠鏡也功不可沒，其巨大的口徑讓哈勃能夠精確測定這顆星的“視星等”（即地球上看到它的亮度）的最亮值，並由此推算出這顆星的準確距離。還記得嗎？

對任何發光的東西都是如此：如果已知它本身的真實亮度，又能測出它呈現給你的亮度，就可以通過一個很簡單的算術關係推斷它的距離——亮度的減弱與距離的平方成反比關係。（舉例來說，當物體距離是原來兩倍時，其呈現的亮度就是原來的1/4；如果距離是參考單位的10倍，則呈現的亮度就只有參考亮度的1/100。）哈勃根據觀測事實得出了他的結論：M 31不僅獨立於銀河系之外，而且離銀河系有接近一百萬光年的距離。

這也是人類第一次嘗試準確估計銀河系外的天體距離！後來的研究者發現，實際上造父變星還可以分爲兩類：一是勒維特發現周光關係時的那種，二是哈勃從M31中觀察到的那種。

由於當時哈勃不可能知道這種區別的存在，他估計的M31距離也比當前認定的短了一半還多。將兩類造父變星的區別加以考慮之後，可把這個距離修正爲220萬光年。當然，這個結果毫不否定哈勃的觀測及其所得數據的品質之高。總結：宇宙圖景從哈勃開始

當然，哈勃並未在M31這個目標上止步。當他認識到他可以通過觀測螺旋狀天體內的造父變星去推斷這些螺旋狀天體的距離之後，他決定儘自己所能去最大範圍地尋找和測量這類星星。在接下去的十年裏，他精確測定了超過20個螺旋狀“星雲”的距離，並由此發現它們全都處於銀河系之外，而且全都比M31離我們更遠！

這些發現令哈勃名垂天文史。他似乎在轉瞬之間就完全平息了那場大辯論的餘波，證明了螺旋狀的深空天體根本不是什麼正在形成中的單顆恆星，而是外觀和大小都跟銀河系差不多的，含有很多恆星的一個個“宇宙島”。但是哈勃的成就還不止這些，他還戲劇性地改寫了人類心目中的宇宙圖景，而且他所給出的情景是大家以前從未敢於設想的，也就是我們後來知道的宇宙在膨脹！

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