撰文：彭冠辰（英国曼彻斯特大学）
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审校：郑永春
上次介绍了利用主序星的光谱“条形码”进行测距让我们的最远测量范围到达了50kpc，相比原始的三角视差法的极限10kpc大了不少。很开心上期的文章出来后，有同学和我交流了一个问题～（如图1所示）
图1：读者（haoyou）提问。
（至于最后那个问题的答案嘛，有学霸安利“galaxies”这门课，我自然是安利阿盟了～）
看来对大家来说，似乎光年这个名词比秒差距要熟悉得多。但是相信不论是50kpc还是15万光年，对于天文学接触不多的人来说，这只是意味着一个远到连光都要走15万年的遥远地方而已。因此本期文章先为大家介绍几个比较熟悉的星系的距离，再给大家揭晓如何利用造父变星测量更远的距离的。
为了让大家对宇宙里的距离尺度有个初步认识，我们先从地球所在的银河系说起。 银河系就像一个盘子，它的直径呢大约是10万光年。所以说，分光视差法可以很好帮助我们了解银河系内主序星的空间分布。银河系有一些卫星系，比较有名的就是大小麦哲伦星系了，它们到我们的距离大概分别是17万和20万光年。（如图2）
图2：银河系和大小麦哲伦星云。是的，大小麦哲伦星云其实都是星系，他们是银河系的卫星系。
再往外最有名的就是阿盟在《走近仙女座：大星云小幸运》 一文中介绍的仙女座大星系M31，它到我们的距离约是250万光年。（如图3）
图3：银河系和M31仙女座大星系。距离我们250万光年，预计40亿年以后和银河系碰撞。
所以啊，为了知道众多星系在宇宙里的空间分布，另辟蹊径是十分必要的。在继续往下读之前，请读者先想一下，如果是你，你要如何找到像视差或者像灯泡那样的切入点呢？说实话，当时的天文学家们其实也没能找到真正意义上的新思路。但是他们先分析了一下分光视差法的缺陷，好对症下药。原来是因为遥远的恒星本来就不太亮，白光分解成光谱后，光谱的分辨率就不高了。也就是说，通过比较恒星的“瓦数”（光度）与在地球上看到的亮度来测量距离这条思路是可以保留的，只是对于遥远恒星的光度的测量不能再靠光谱了。（如图4所示）
图4：分光视差法的使用步骤及改进空间。
在研究恒星分布比较集中的小麦哲伦星系时， 天文学家注意到了一些亮度存在周期变化的恒星。经确认，其中一些恒星与之前在仙王座发现的亮度有周期性脉动的“造父一”属于同一类恒星，因此被统称为造父变星（如图5）。
还记得在上一篇文章“天梯（二）”中讲过，星星看起来的亮度，与它们到我们的距离以及它们自己的瓦数有关。然而，由于小麦云中造父变星的分布范围，相比小麦哲伦星系到我们的距离来说，是微不足道的，这样就可以近似认为，它们到我们的距离都一样。因此，它们的瓦数就和我们看到的亮度成正比了。
总结观测结果发现，小麦哲伦星云中，造父变星亮度的变化周期与它的亮度存在对应关系，因此也可以说，造父变星的光变周期与它的光度存在确定关系：光度越大的造父变星，光变周期越长。只是，这个确定关系中的一些系数与距离有关，可是当时小麦哲伦星云的距离却是未知的。
图5：造父变星的亮度与时间的变化关系。造父变星的“身材”随时间改变，较胖的时候会比较亮，较瘦的时候会比较暗。
为确定造父变星“周光关系”中与距离相关的未知系数，天文学家们决定回过头来看看我们的银河系。因为银河系在组成上并不是什么特殊的星系，因此造父变星也可能存在于银河系中。只是造父变星并不是主序星，因此不能用分光视差法来确定它们的距离。幸运的是，在原始的三角视差法可以测量的范围内，就发现了一些造父变星。
将它们的亮度与距离转换成光度后，发现它们的光变周期确实与它们的光度有很好的对应关系。于是，对遥远的星系，只要能测量其中造父变星的光变周期，就可以知道它的光度了。再与我们看到的亮度比较，它的距离就可以被计算出来了。
那么，这种方法为什么能测得比分光视差法远呢？这是因为，光谱是通过白光分解得到的，而遥远的恒星总亮度就不亮，更何况是再进行白光分解之后的光谱呢？
因此，尽管光谱信息不明显，只观测星星的亮度还是可行的，而且亮度变化的周期也很好测量。但是，想必你会猜到，利用造父变星测距一定也是有上限的。因为就算是同一颗造父变星，它亮度的变化程度自然是离我们越远越小，就越难测量。当小到探测不了它的亮度变化时，这种方法的极限也就到了。那现在我们可以测量的最远距离是多少呢？大概是20Mpc，也就是6.5亿光年！
我们见识了天文学家如何在走到三角视差法的尽头时，找到了分光视差法；再从分光视差法的不足中，确定了大思路保留，找到了造父变星。你会不会想知道：我们还能不能测量更远的地方？还有没有其它的方法可以突破造父变星的瓶颈？
下次，我们来介绍TF、FJ以及FP的关系～
（作者补刀：跟我一起学天文。在国内念书的时候，我没怎么听说过这些，不知道有木有小伙伴猜到是什么呢？:P ）
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