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穹蒼中的量天尺---(星星有多遠之二)
2006/06/17 00:10
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在上文中,我們介紹了以方位角的視差來推算星體距離的方法,因為它利用了三角學的原理,所以叫作三角視差法。

除了三角視差法之外,還有一種利用星光的目視光度和絕對光度的視差來計算距離的方法,叫作光度視差法。

衡量星體亮度的尺度有兩種:一是視星等,二是絕對星等。星等越小的,亮度越高。例如天狼星的視星等是 -1.5,絕對星等是 0.7;獵戶座α星的視星等是 0.5,絕對星等 -5.6。這代表:看起來,天狼星比獵戶座α星亮一些;實際上,獵戶座α星比天狼星亮很多。

我們都知道,光源越遠,看起來就越暗。如果我們在晚上,找到一個漆黑的曠野,在不同的地方放上一個個 100 燭光的燈泡。我們可以因為測量出這些燈泡的亮度,而計算出每個燈泡的距離。

但是,如果我們事先不確定那些燈泡是多少燭光的,那麼也就沒有辦法知道那些燈泡的距離了。因為那些比較暗的燈泡,可能是比較遠,也可能是燭光比較小;反過來說,那些比較亮的燈泡,可能是比較近,也可能是獨光比較大。

很可惜的,我們既不知道星星的絕對星等,又不知道它們的距離,那又要怎麼辦呢?

幸好,有些星星的絕對亮度,有其他的方法可以確定。造父變星是其中的代表。所以,光度視差法中,最常見的就是造父視差法。

所謂變星,是指亮度會改變的星星。可以分作好幾類,其中最典型的,就是造父變星 Cepheid Variable

這類變星的特色是,每顆星的明暗都有一定的周期,周期越長的,平均絕對星等就越大,換句話說,這顆星的絕對亮度就越暗。(如下圖所示)

第一顆被發現的這類恆星是仙王座δ星,中文名造父一,所以這類變星就叫作造父變星。

造父變星光變周期和亮度的關係是 1912 年發現的。美國女天文學家勒維特 Henrietta Swan Leavitt 觀察小麥哲倫雲內的 25 顆造父變星,得到這個結論。

由於小麥哲倫雲是銀河系的一個衛星星系,距離我們有 25 萬光年。在這個星系之內,雖然每顆造父變星的位置不同,但和這個遙遠的距離比較來,可以視為同距。

這就如同我們有 25 位住在高雄的朋友,有人住前金區,有人住新興區,有人住苓雅區,諸如此類。但是,對我們住在台北的人來說,他們的家可以說是一樣的遠。

在這樣的假設下,勒維特發現了造父變星光變周期和星等成正比,也就是和亮度成反比。

這麼一來,對於我們測量遠方星系的距離,就提供了很好的工具。我們可以從造父變星的光變周期算出它的絕對星等,然後拿來和它的視星等比較二者的差異,就可以知道它的距離了。既然知道一顆造父星的距離,也就知道它所在星系的距離了。

就像我們只要知道任何一位朋友家的距離,就知道台北到高雄的距離了,而且誤差不會太大。

這個工具稱為「標準燭光」standard candle,有時稱為「量天尺」。

 

如何找到「標準燭光」,是天文學中的大事。《宇宙的寂寞心靈》(遠流出版)這本書,介紹了自哈伯以來全球科學家對宇宙的探索,內容非常豐富。然而,它從頭到尾都是以尋找「標準燭光」這件事來作為貫穿全書的主軸。那麼,「標準燭光」有多麼重要,也就不言而喻了。

 

談到哈伯,自然免不了談紅移。而測量星體距離的紅移法,正是下一篇要談的主題。

 

(待續)

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