給星星的亮度定等級 晴朗的夜空，星星點(diǎn)點(diǎn)、有亮有暗。該如何精確描述一顆星星有多亮呢？天文學(xué)家將星星的亮度劃分為6個(gè)等級，而這種描述星星亮度的等級叫作“星等”。 星等這個(gè)概念最早是由古希臘天文學(xué)家喜帕恰斯在公元前2世紀(jì)提出的。 天文學(xué)家將肉眼可見的星星的亮度分為6等。星等數(shù)值越小，星星越亮；星等數(shù)值越大，星星越暗。1等星的亮度是6等星亮度的100倍，每級之間亮度相差約2.5倍。 星等有絕對星等和視星等兩種，其中視星等是指在地球上我們?nèi)庋塾^察到的星體亮度，而絕對星等反映的是天體真實(shí)的發(fā)光本領(lǐng)。如果我們能夠知道天體的絕對星等與視星等，就可通過數(shù)學(xué)公式——M（絕對星等）=m（視星等）+5-5lg d（d為恒星的距離。）得出天體之間的距離。這也是目前天體測距的主要計(jì)算途徑。 測量星星距離的道路 天文學(xué)家具體是如何操作的呢？最早，人們想到的辦法是通過視差。視差就是從有一定距離的兩個(gè)點(diǎn)上觀察同一個(gè)目標(biāo)所產(chǎn)生的方向差異。比如：我們抬起大拇指，分別用左眼和右眼觀察大拇指的位置，就會發(fā)現(xiàn)大拇指的位置發(fā)生了變化。但其實(shí)大拇指并沒有動，而是分別用左眼和右眼觀察時(shí)，大拇指在背景上投影的位置發(fā)生了變化，這種現(xiàn)象就叫作視差位移。利用這種現(xiàn)象測量距離的方法也被稱為拇指測距，我們經(jīng)常能在一些戰(zhàn)爭題材的影視劇中見到。而天文學(xué)中，利用這種現(xiàn)象同樣可以測量天體之間的距離，這種方法被稱為三角視差法。 但三角視差法應(yīng)用范圍有限，一旦天體位置過遠(yuǎn)、視差角過小就無法應(yīng)用了。于是，天文學(xué)家又發(fā)現(xiàn)了另外一種方法——造父變星法。所謂造父變星法，即有一類天體亮度隨時(shí)間而變化，這個(gè)變化的周期我們叫作光變周期，而光變周期又與它的絕對星等有一定關(guān)系，所以我們可以通過光變周期知道造父變星的絕對星等，然后再結(jié)合已知的視星等即可求得天體之間的距離。因此，造父變星可以作為一把“量天尺”來進(jìn)行天體之間測距，造父變星也被稱為標(biāo)準(zhǔn)燭光。 讓我們更加形象地認(rèn)識一下標(biāo)準(zhǔn)燭光。黑夜中，一盞燭光如果近在咫尺，看起來會亮一些；如果距離較遠(yuǎn)，則看起來暗一些。燭光本身的亮度實(shí)則沒有變化，只是距離遠(yuǎn)近造成了明暗之別。因此，如果我們尋找一種有固定亮度變化的星體，用它作為尺子，就能計(jì)算其它星體的距離。 但由于造父變星的亮度太“小”了，導(dǎo)致其所適用的范圍僅限于銀河系及其附近，于是天文學(xué)家們就發(fā)掘了能夠測距更遠(yuǎn)的“標(biāo)準(zhǔn)燭光”，那就是Ia型超新星。 
新型標(biāo)準(zhǔn)燭光的發(fā)現(xiàn)——Ia型超新星 在宇宙中，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)有這樣一類星體，它們非常亮，且有著非常相似的光譜，天文學(xué)家把它們稱為Ia型超新星。一種模型認(rèn)為，Ia型超新星，是由兩顆恒星組成的，其中一顆是碳氧白矮星（小質(zhì)量恒星在燃燒完核燃料后最后會演化成白矮星），另一顆是它的伴星（比如主序星）。當(dāng)二者距離相對比較近的時(shí)候，白矮星就會把同伴的物質(zhì)掠奪到自己的身上。當(dāng)它通過吞噬物質(zhì)，質(zhì)量達(dá)到1.4倍太陽質(zhì)量的時(shí)候，就會發(fā)生爆炸，即形成了Ia型超新星爆炸。這類超新星有比較均一的峰值光度，所以可以作為比較精確的宇宙學(xué)距離指示器。 Ia型超新星比造父變星亮多了，根據(jù)觀測，Ia型超新星的亮度大約為太陽亮度的50億倍。這不正是天文學(xué)家尋覓的比造父變星測距更遠(yuǎn)的“尺子”嗎？比如，紫金山天文臺盱眙觀測站就曾經(jīng)收集數(shù)據(jù)尋找Ia型超新星。因此，Ia型超新星成為了新的“標(biāo)準(zhǔn)燭光”，被廣泛應(yīng)用于宇宙測距中。 
讀完整篇文章，你是否對星光與天體測量有了新的認(rèn)識。星光的微弱變化在天文學(xué)家眼中能變成一把丈量數(shù)萬光年的距離的“量天尺”，而神秘的宇宙當(dāng)中還有很多神奇的現(xiàn)象等待著我們?nèi)ヌ剿鳎?/p> 知識鏈接 視星等是變化的 視星等的數(shù)值主要受3個(gè)因素影響：一是星體本身的發(fā)光能力，二是觀測者和星體的距離，三是視線方向上的塵埃消光，就是天體的光在達(dá)到地球上的觀測者時(shí)，會穿過天體和觀測者之間的塵埃，由于塵埃的散射、吸收，這些星光會減弱。這也表明，我們不能簡單地通過視星等的大小來衡量一顆星體的發(fā)光能力。例如我們太陽系中的火星，它在離我們遠(yuǎn)時(shí)（此時(shí)的星等高），和北極星的亮度差不多，而在離我們近時(shí)（此時(shí)的星等低），其亮度比天狼星還要亮一點(diǎn)。 如何利用三角視差法來測距 三角視差法所構(gòu)造出的三角形為等腰三角形，底邊2R為地球公轉(zhuǎn)軌道的直徑（已知），視差角θ的大小在進(jìn)行觀測時(shí)可以測得。利用勾股定理即可得所測星體離地球的距離d。
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