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要知道兩點間的距離，只要拿一把長尺子一量就可以測出來。然而，天上的星系、星團等天體離我們非常遙遠。那麼，天文學家又是怎樣在地球上就知道這些星系或星團離我們有多遠呢？確實，這是天文學家們所公認最頭疼的難題，但又是他們必須面對的巨大挑戰。通常情況下，天文學家為了測量一顆河外星體的距離，首先要儘可能精確地測出一顆銀河系內較近星體的距離，然後再利用一系列先進的太空技術，計算出那顆更遠星系星體的距離。這個過程像踩著台階上樓，所以又稱作是「宇宙距離階梯」。多年來，許多不同的「宇宙距離階梯」被發現，造父變星就是其中的一部分。藉助它們閃動的「心跳」，我們可以更精確地測量出各星系與地球的距離，「校準」宇宙膨脹率；藉助它我們可以更好地探索蒼茫的宇宙。那麼，什麼是造父變星呢？發現造父變星雖然大多數恆星都像太陽一樣比較穩定地發光，但仍有少部分恆星的亮度是在不斷變化的。一般來講，凡是亮度起伏變化的恆星，都可以稱之為「變星」，其種類很多，有交食變星、脈動變星、新星和超新星。變星變化的原因可以分為物理原因(如爆發、脈動)和幾何原因(如交蝕、屏遮)兩種，也有二者兼而有之的。在已發現的變星中，脈動變星佔了一半以上，它是指由脈動引起亮度變化的恆星。這些變星亮度的變化，可能是由於恆星體內（自身的大氣層）一會兒膨脹、一會兒收縮這種周期性的變化而引起的。恆星周期性的膨脹與收縮，必然引起恆星體積周期性的增加與減少，溫度和總輻射能量都發生變化，因而光度也周期性的增大與減小，看起來它的亮度也周期性的變亮與變暗。造父變星就是脈動變星中比較特殊的一種，它們在夜空中明亮無比，用肉眼就能看到，而且亮度變化得相當有規律。正是這種規律性的亮度變化為天文學家量度星系距離提供了標準，可以說造父變星是宇宙中的標準「燭光」。第一個發現造父變星的是出生於荷蘭的業餘天文愛好者約翰•古德里克，他是一個聾啞青年，而且只活了22歲，但是他在變星研究上的重要成就使他的名字永遠流傳了下來。1782年11月12日，18歲的古德里克首次觀測了英仙座中的大陵五，他非常驚奇地發現了它的亮度變化，好奇心使他堅持觀測下去，並最終得到了它的光變周期：2日20小時49分9秒。次年5月，英國皇家學會公布了這一發現，並授予古德里克「科普萊獎章」。古德里克還對大陵五的光變原因進行了研究，認為它變光的原因是有一顆較暗的星和它互相繞轉，這顆伴星周期性地遮掩大陵五，就好像日月交食一樣。但直到100多年後的1889年，人們才用分光鏡證實了他的見解。在此後的4年裡，古德里克又發現了兩顆變星，一顆是天琴座β，中文名「漸台二」；另一顆是仙王座δ。由於古代將仙王座δ稱為「造父一」，天文學家後來就將這類亮度夠亮、亮度變化很規律的變星統稱為「造父變星」。用「心跳」量距離變星的每次光度變化平均所需的時間，就是變光周期，即變星從最暗變到最亮，又回到最暗所需要的時間。變星的變光周期一般很有規律，這是變星的一個重要特徵，造父變星也同樣具有這個特徵，如仙王座δ星的光變周期為5天8小時47分28秒。除此之外，造父變星還具有一個鮮為人知的特性，那就是它的「周期—光度關係」特性。1912年，美國女天文學家亨利塔•利維特在銀河系的衛星星系小麥哲倫星雲中發現了20顆造父變星，測量后發現它們的距離幾乎相同，而且視亮度（地球上測量到的亮度）比較亮的，其絕對亮度（恆星本身發出的總光度）也比較亮。經過計算，她最終得出了造父變星的「周期-光度關係理論」（簡稱「周光關係」）：變光周期越長的造父變星，其絕對亮度也越亮；光變周期越短，亮度亦越小。也就是說，造父變星的內在光度和規律變動周期——它的「心跳」或者說「脈搏」之間有一種特殊的關係。造父變星的亮度變化周期和絕對星等有著嚴格的對應關係，因此，只要在地球上測得了一顆造父變星的光變周期，原則上就可以確定它的絕對星等；如果再測量出它的相對星等（視星等），把絕對星等和相對星等進行比較，再考慮到光源亮度的「反平方定律」，那麼它的距離就可以確定了。因為這顆變星就在星系或星團里，所以天文學家也就知道了相應的星系或星團的距離了。造父變星的這一性質太有用了、太重要了。自此，有關河外星系星體距離測量的關鍵工作，便開始完全依賴於這些距離指示物—— 造父變星了，天文學家們給了它一個「量天尺」的美名。後來，造父變星便被天文學家們視作宇宙中的「標準燭光」，燭照宇宙中我們未知的黑暗。測量造父變星自身的距離然而，一個非常重要的問題就是，科學家們必須儘可能具體地測出一顆造父變星極精確的距離，只有這樣，才能根據造父變星的「周期—光度關係」測量出其它星體的距離，這是一件讓科學家們不大好辦的事情。而這恰恰是「干涉測量法」的用武之地。「干涉測量法」是指用多架望遠鏡把來自同一天體的光或無線電波進行組合，再詳細分解的測量法。它是天文學家沃爾特•巴德和韋塞林克發明的，因此這種方法也以他們的名字命名為「巴德—韋塞林克法」。利用這一經典的方法，一顆造父變星的角直徑的變化，就可以根據其有規律的脈動檢測到的光度變化推知。然後，再利用分光鏡測量出相應的徑向速度的變化，以此得到星體的直線距離。然後通過換算徑向速度與角直徑，得到星體的距離。不過，這種方法的問題是，儘管造父變星表面上很明亮，但它們的距離實在太遙遠，如距離我們最近的造父變星仙王座δ，就有足足800光年，觀察它們就像是觀察月球上的兩排房子一樣困難。因此總是讓人感覺不好把握，不敢真正確信。一個由法國和瑞士天文學家組成的小組，啟動了一項巨大的研究計劃，該計劃的目的就是利用上述的「巴德—韋塞林克干涉測量法」，測出幾顆造父變星的距離，打消人們對這種測量方法的疑慮。為了實施這個龐大的計劃，他們利用高解析度的太空望遠鏡干涉儀，選擇了在智利的歐南天文台觀測到的7顆造父變星作為測量對象。當7顆造父變星中4顆星體的規律性運動被超大望遠鏡干涉儀發現時，他們便趁機利用「巴德—韋塞林克干涉測量法」得到了它們的距離。隨後，他們又利用另一種複合計算方法，計算出了另外3顆星體的距離。不久的將來，更精密的超大望遠鏡干涉儀「琥珀」將很快問世，這台望遠鏡將使現在的觀測精確度再次提高5%，30多顆造父變星的距離就將被輕而易舉地測量到，對遙遠星體的測量也將成為家常便飯。 名詞解釋徑向速度：恆星的運動可分為兩個互相垂直方向的運動分量，一是連接地球與該恆星方向的速度，成為徑向速度；另一是與徑向速度垂直的橫向速度。