□ 赵君亮

造父变星的测距功能

□ 赵君亮

造父变星因其测距功能而闻名遐迩，享有“量天尺”之美誉。在天体距离测定的诸多方法中，只要造父变星之“鞭长所及”，由其周光关系所确定的天体距离往往有着最高的精度。事实上，除利用周光关系外，还可以通过其他一些途径来测定造父变星及其母星系的距离。

周光关系

1908年，美国女天文学家勒薇特（H.S.Leavitt）首次注意到在河外星系小麦哲伦星云（小麦云）中，造父变星的光变周期越长，变星的亮度越大（或者说视星等m越小），她的观测样本最初计有16颗变星。4年后，造父变星的样本数扩大到25颗，而对样本变星观测资料的分析再次证实了上述发现：变星光变周期P与变星平均视星等m之间存在简单的线性关系。鉴于小麦云的大小（约5.3kpc）远小于它的距离（58kpc），可以认为这些变星到地球的距离大致相等，由此可推知变星光变周期P与变星平均绝对星等M之间同样存在着简单的线性关系，这就是后人所称的周光关系（参见图1）。

光变周期P是可观测量，有了周光关系，便可以由周期P推知变星的平均绝对星等M。另一方面，变星的平均视星等m也是可观测量。于是只需比较m（表征亮度）和M（表征光度）的大小，便可确定变星的距离R，这是因为观测亮度m与内禀光度M成正比，又与距离R的平方成反比，即m、M、R三者有着明确的关系。这种通过恒星（或其他类别天体）的光度所推算出的距离称为光度距离。

图1 造父变星（红色）周光关系示意图；横坐标为对数标度的周期P（天数），纵坐标是光度，蓝色是天琴RR型变星。……