宇宙燭光為何而標準

從造父變星到標準燭光

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

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制卻依舊沒有得到很好的解釋。

1903年，美國天文學家亨麗埃塔·斯旺·勒維特結(jié)束了在威斯康星州的藝術(shù)助理工作，回到哈佛大學天文臺加入了一支名為“哈佛計算員”的由女性組成的技術(shù)人員團隊。勒維特的工作是測量和整理天文臺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，勒維特耗費了幾年的時間來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的光變周期。這類天體，如造父變星，成為后來天文學測距的重要指標。

1913年，丹麥天文學家埃納爾·赫茨普龍通過三角視差的方法測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。造父變星成為標準燭光，幫助天文學家推斷宇宙的膨脹，同時揭示了星系遠離地球的速度與距離之間的關(guān)系，即哈勃-勒維特定律。

形形色色的標準燭光

開了造父變星之先河，天文學家意識到所有已知亮度的天體都可以作為標準燭光來進行天文距離的測定。它們就像是已知功率的電燈，內(nèi)在亮度也就是絕對星等是固定的，只要能夠觀測出視星等，就可以依靠視星等與絕對星等之間的關(guān)系來推算出該標準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。前文提及的皮克林在觀測研究球狀星團時，對這些變星進行了統(tǒng)計，并將之歸類為星團型變星。

1901年，同為哈佛計算員的蘇格蘭天文學家威廉敏娜·弗萊明在哈佛大學天文臺整理數(shù)據(jù)時，確定了天琴RR的可變性質(zhì)，光變周期13小時，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到。20世紀后期，天文學家才在仙女星系的星系暈和球狀星團中發(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型變星在可見光波段并不嚴格遵循周光關(guān)系，而是在紅外波段嚴格遵循，使得這類變星往往使用周期-顏色關(guān)系來進行分析。

食變雙星

在大約3200年前古埃及專用于記錄幸運和不幸的歷法中，就有關(guān)于一顆變星的記錄。愛德華·查爾斯·皮克林在1881年提出了證據(jù)，證明了Algol是一個雙星系統(tǒng)，這也使得Algol成為最早被觀測光譜的雙星系統(tǒng)之一。后來通過更加細致的觀測發(fā)現(xiàn)，Algol其實是一個三星系統(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平面完全重合。這導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。通過精確觀測它們的光度曲線，天文學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)。這些信息對于距離測量非常關(guān)鍵，因為食變雙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，美國天文學家魯?shù)婪颉らh可夫斯基與弗里茨·茲威基啟動了對超新星分類計劃，天文學家開始認識到Ia型超新星可作為標準燭光用于距離測定。Ia型超新星在爆發(fā)時表現(xiàn)穩(wěn)定，達到一致的亮度峰值，非常適合作為標準燭光。

雖然Ia型超新星的形成機制尚未確定，但目前普遍認為這種超新星發(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倍太陽質(zhì)量。當白矮星吸收伴星物質(zhì)導致質(zhì)量超過臨界值時，發(fā)生超新星爆發(fā)，釋放極強的能量，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，成為標準燭光。

白矮星雖常見，但演化前的主序星質(zhì)量較小，壽命較長，難以測量更遙遠和古老的Ia超新星。然而，雙星及多星系統(tǒng)在宇宙中極為常見，且Ia超新星非常明亮，其峰值光度可達-19.5等。人類目前觀測到的最遙遠Ia超新星“SNUDS10Wil”距離地球超過166億光年，幾乎是任何類型標準燭光能夠測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烈的高能事件，會釋放出強烈的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大引力相互作用，導致物質(zhì)形成吸積盤，在這個過程中，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射線暴可用作標準燭光，幫助測量遙遠星系的距離。與其他標準燭光類似，X射線暴的峰值亮度受到愛丁頓光度的限制，即吸積天體能達到的最大光度，也是X射線雙星在爆發(fā)時可維持的亮度。通過這種方法，可以測量一些低質(zhì)量X射線雙星的距離。

不再受限于單獨的燭火

當我們深入研究宇宙和星系時，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。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中距離測量的關(guān)鍵工具。TRGB位置的紅巨星被認為具有最大的亮度，當在星系中觀測到足夠數(shù)量的這些恒星時，最明亮的恒星應該接近這個最大亮度。利用這個亮度，可以確定TRGB恒星以及它們所在星系的距離。這個最大亮度出現(xiàn)在恒星經(jīng)歷氦閃之前，之后恒星離開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，因此當它們一同出現(xiàn)在赫羅圖上時，可以理想化地認為其距離是相同的。而星系中的恒星分布大多遵循一定的統(tǒng)計規(guī)律，因此只要采集足夠多的恒星樣本，就應該在某一類型的星系中得到其對應位置的赫羅圖形狀，從而依據(jù)觀測到的視星等和絕對星等之間的關(guān)系測量出距離。

赫羅圖上不同的星系和星團，具有許多可以利用的標準點，這使得許多星系也可以成為標準燭光，例如行星狀星云的光度函數(shù)、球狀星團的光度函數(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)計分布是固定的，所以可以通過對星系等大尺度天體內(nèi)的眾多恒星進行統(tǒng)計分析，來得到對應的絕對星等與視星等之間的距離參量，從而測量出對應的距離。

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準燭光的線索。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年天文學家R.布倫特·塔利和J.理查德·費舍爾提出的塔利-費舍爾關(guān)系（TFR），將螺旋星系的旋轉(zhuǎn)速度與光度聯(lián)系了起來。只要測量星系對應的參數(shù)就可以推測出其絕對光度，從而比較于觀測光度以測定距離。