宇宙燭光為何而標(biāo)準(zhǔn)

從造父變星到標(biāo)準(zhǔn)燭光

1784年10月19日到12月28日，古德里克對(duì)仙王座δ進(jìn)行了一系列的觀測(cè)。直到1786年元旦，古德里克才正式發(fā)表對(duì)仙王座δ變星的研究。這顆變星的亮度以5天9小時(shí)的周期在3.5等到4.4等之間變化，如同呼吸一般周而復(fù)始。

在古德里克之后的百余年里，幾十顆同仙王座δ相似、具有特殊光度變化曲線的造父變星被陸續(xù)發(fā)現(xiàn)，但這類神秘天體亮度變化的物理機(jī)制卻依舊沒(méi)有得到很好的解釋。

1903年，美國(guó)天文學(xué)家亨麗埃塔·斯旺·勒維特結(jié)束了在威斯康星州的藝術(shù)助理工作，回到哈佛大學(xué)天文臺(tái)加入了一支名為“哈佛計(jì)算員”的由女性組成的技術(shù)人員團(tuán)隊(duì)。勒維特的工作是測(cè)量和整理天文臺(tái)照相底片中所拍攝到的恒星光度。她在海量的照相底片中發(fā)現(xiàn)了1777顆變星，其中的47顆為造父變星，勒維特耗費(fèi)了幾年的時(shí)間來(lái)整理分析它們的光度與光變周期的關(guān)系。

勒維特的發(fā)現(xiàn)表明，明亮的變星往往具有更長(zhǎng)的光變周期。這類天體，如造父變星，成為后來(lái)天文學(xué)測(cè)距的重要指標(biāo)。

1913年，丹麥天文學(xué)家埃納爾·赫茨普龍通過(guò)三角視差的方法測(cè)定了銀河系中幾顆造父變星的距離，為勒維特的量天尺提供了刻度。造父變星成為標(biāo)準(zhǔn)燭光，幫助天文學(xué)家推斷宇宙的膨脹，同時(shí)揭示了星系遠(yuǎn)離地球的速度與距離之間的關(guān)系，即哈勃-勒維特定律。

形形色色的標(biāo)準(zhǔn)燭光

開(kāi)了造父變星之先河，天文學(xué)家意識(shí)到所有已知亮度的天體都可以作為標(biāo)準(zhǔn)燭光來(lái)進(jìn)行天文距離的測(cè)定。它們就像是已知功率的電燈，內(nèi)在亮度也就是絕對(duì)星等是固定的，只要能夠觀測(cè)出視星等，就可以依靠視星等與絕對(duì)星等之間的關(guān)系來(lái)推算出該標(biāo)準(zhǔn)燭光與地球之間的距離。

天琴RR型變星

在造父變星被發(fā)現(xiàn)之后，另一類變星—天琴RR型變星很快也被挖掘出來(lái)。前文提及的皮克林在觀測(cè)研究球狀星團(tuán)時(shí)，對(duì)這些變星進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)，并將之歸類為星團(tuán)型變星。

1901年，同為哈佛計(jì)算員的蘇格蘭天文學(xué)家威廉敏娜·弗萊明在哈佛大學(xué)天文臺(tái)整理數(shù)據(jù)時(shí)，確定了天琴RR的可變性質(zhì)，光變周期13小時(shí)，視星等在7～8等之間變化。由于天琴RR在其類型的變星中是最明亮的，因此這一類變星最終都被命名為天琴RR型變星。

天琴RR型變星大多比較黯淡，幾乎只能在銀河系中觀測(cè)到。20世紀(jì)后期，天文學(xué)家才在仙女星系的星系暈和球狀星團(tuán)中發(fā)現(xiàn)了天琴RR型變星的蹤影。與傳統(tǒng)造父變星不同，天琴RR型變星在可見(jiàn)光波段并不嚴(yán)格遵循周光關(guān)系，而是在紅外波段嚴(yán)格遵循，使得這類變星往往使用周期-顏色關(guān)系來(lái)進(jìn)行分析。

食變雙星

在大約3200年前古埃及專用于記錄幸運(yùn)和不幸的歷法中，就有關(guān)于一顆變星的記錄。愛(ài)德華·查爾斯·皮克林在1881年提出了證據(jù)，證明了Algol是一個(gè)雙星系統(tǒng)，這也使得Algol成為最早被觀測(cè)光譜的雙星系統(tǒng)之一。后來(lái)通過(guò)更加細(xì)致的觀測(cè)發(fā)現(xiàn)，Algol其實(shí)是一個(gè)三星系統(tǒng)，但發(fā)生食變的主要是其中的兩顆主星，因而一般被稱為“食變雙星”，食變雙星是一種特殊類型的雙星系統(tǒng)，它們的軌道平面幾乎與地球的觀測(cè)平面完全重合。這導(dǎo)致這些恒星周期性地互相遮擋，從地球看，它們的亮度規(guī)律性地變暗和變亮，就好像發(fā)生了日食或者月食一樣。這種規(guī)律的光度變化使食變雙星成為重要的天文學(xué)工具。

這些雙星系統(tǒng)通常由兩顆主序星組成，它們的亮度、質(zhì)量和大小各不相同。通過(guò)精確觀測(cè)它們的光度曲線，天文學(xué)家可以確定這些雙星系統(tǒng)的特性，如周期、亮度比率和軌道參數(shù)。這些信息對(duì)于距離測(cè)量非常關(guān)鍵，因?yàn)槭匙冸p星的亮度與它們的距離之間存在確定的關(guān)系。

Ia型超新星

在1941年，美國(guó)天文學(xué)家魯?shù)婪颉らh可夫斯基與弗里茨·茲威基啟動(dòng)了對(duì)超新星分類計(jì)劃，天文學(xué)家開(kāi)始認(rèn)識(shí)到Ia型超新星可作為標(biāo)準(zhǔn)燭光用于距離測(cè)定。Ia型超新星在爆發(fā)時(shí)表現(xiàn)穩(wěn)定，達(dá)到一致的亮度峰值，非常適合作為標(biāo)準(zhǔn)燭光。

雖然Ia型超新星的形成機(jī)制尚未確定，但目前普遍認(rèn)為這種超新星發(fā)生在雙星系統(tǒng)中，其中一顆是已經(jīng)聚變的白矮星，另一顆可能是巨星或矮星。在恒星物理中，白矮星的質(zhì)量上限被鎖定在1.44倍太陽(yáng)質(zhì)量。當(dāng)白矮星吸收伴星物質(zhì)導(dǎo)致質(zhì)量超過(guò)臨界值時(shí)，發(fā)生超新星爆發(fā)，釋放極強(qiáng)的能量，將核心周圍的物質(zhì)吹飛，亮度陡然提升至峰值。這臨界質(zhì)量的特征使Ia型超新星的亮度峰值固定，成為標(biāo)準(zhǔn)燭光。

白矮星雖常見(jiàn)，但演化前的主序星質(zhì)量較小，壽命較長(zhǎng)，難以測(cè)量更遙遠(yuǎn)和古老的Ia超新星。然而，雙星及多星系統(tǒng)在宇宙中極為常見(jiàn)，且Ia超新星非常明亮，其峰值光度可達(dá)-19.5等。人類目前觀測(cè)到的最遙遠(yuǎn)Ia超新星“SNUDS10Wil”距離地球超過(guò)166億光年，幾乎是任何類型標(biāo)準(zhǔn)燭光能夠測(cè)量到的宇宙距離的極限。

X射線暴

宇宙中的X射線暴是一種極其強(qiáng)烈的高能事件，會(huì)釋放出強(qiáng)烈的X射線輻射，通常源于雙星系統(tǒng)中的致密天體，如中子星或黑洞。這些天體與伴星之間的強(qiáng)大引力相互作用，導(dǎo)致物質(zhì)形成吸積盤(pán)，在這個(gè)過(guò)程中，物質(zhì)受到極端溫度和壓力影響，引發(fā)核聚變、高能粒子的產(chǎn)生和X射線輻射的釋放。

中子星發(fā)出的X射線暴可用作標(biāo)準(zhǔn)燭光，幫助測(cè)量遙遠(yuǎn)星系的距離。與其他標(biāo)準(zhǔn)燭光類似，X射線暴的峰值亮度受到愛(ài)丁頓光度的限制，即吸積天體能達(dá)到的最大光度，也是X射線雙星在爆發(fā)時(shí)可維持的亮度。通過(guò)這種方法，可以測(cè)量一些低質(zhì)量X射線雙星的距離。

不再受限于單獨(dú)的燭火

當(dāng)我們深入研究宇宙和星系時(shí)，不得不提及赫茲普朗-羅素圖（赫羅圖或HR圖）。

紅巨星支上端（TRGB）便是赫羅圖上紅巨星分支的最亮點(diǎn)。紅巨星通常比主序星更大，擁有壯麗的外觀，其表面溫度相對(duì)較低，呈紅色或橙色。然而，最引人注目的，是它們的亮度穩(wěn)定性，這一特性使其成為宇宙學(xué)中距離測(cè)量的關(guān)鍵工具。TRGB位置的紅巨星被認(rèn)為具有最大的亮度，當(dāng)在星系中觀測(cè)到足夠數(shù)量的這些恒星時(shí)，最明亮的恒星應(yīng)該接近這個(gè)最大亮度。利用這個(gè)亮度，可以確定TRGB恒星以及它們所在星系的距離。這個(gè)最大亮度出現(xiàn)在恒星經(jīng)歷氦閃之前，之后恒星離開(kāi)赫羅圖上的紅巨星支。

相較于地球，那些星系中的恒星甚為遙遠(yuǎn)，因此當(dāng)它們一同出現(xiàn)在赫羅圖上時(shí)，可以理想化地認(rèn)為其距離是相同的。而星系中的恒星分布大多遵循一定的統(tǒng)計(jì)規(guī)律，因此只要采集足夠多的恒星樣本，就應(yīng)該在某一類型的星系中得到其對(duì)應(yīng)位置的赫羅圖形狀，從而依據(jù)觀測(cè)到的視星等和絕對(duì)星等之間的關(guān)系測(cè)量出距離。

赫羅圖上不同的星系和星團(tuán)，具有許多可以利用的標(biāo)準(zhǔn)點(diǎn)，這使得許多星系也可以成為標(biāo)準(zhǔn)燭光，例如行星狀星云的光度函數(shù)、球狀星團(tuán)的光度函數(shù)、橢圓星系的面亮度起伏等。由于星系中某一類恒星的統(tǒng)計(jì)分布是固定的，所以可以通過(guò)對(duì)星系等大尺度天體內(nèi)的眾多恒星進(jìn)行統(tǒng)計(jì)分析，來(lái)得到對(duì)應(yīng)的絕對(duì)星等與視星等之間的距離參量，從而測(cè)量出對(duì)應(yīng)的距離。

除此之外，星系的一些自身屬性也可以作為確定其光度并成為標(biāo)準(zhǔn)燭光的線索。例如，1976年由珊德拉·法貝爾和羅伯特·杰克遜發(fā)現(xiàn)的法貝爾-杰克遜關(guān)系（FJR）：橢圓星系的光度同恒星的速度彌散具有冪指數(shù)關(guān)系；1977年天文學(xué)家R.布倫特·塔利和J.理查德·費(fèi)舍爾提出的塔利-費(fèi)舍爾關(guān)系（TFR），將螺旋星系的旋轉(zhuǎn)速度與光度聯(lián)系了起來(lái)。只要測(cè)量星系對(duì)應(yīng)的參數(shù)就可以推測(cè)出其絕對(duì)光度，從而比較于觀測(cè)光度以測(cè)定距離。