網友提問：測算出我們與仙女座星系距離的方法是什麼？
網友提問：測算出我們與仙女座星系距離的方法是什麼？
加拿大安大略省計算機支持技術員科爾比·海沃德（Colby Hayward）回答：
觀測深空中的物體，比如說仙女星系，通常會用到被稱作“標準亮度”的東西，這意味著天文學家可以知道他們尋找的天體在某個目標內的大概亮度。對任何發光物體而言，其散發的亮度（我們觀測到的亮度）會由於觀測者與天體之間遙遠的距離而減弱。
網友提問：測算出我們與仙女座星系距離的方法是什麼？
加拿大安大略省計算機支持技術員科爾比·海沃德（Colby Hayward）回答：
觀測深空中的物體，比如說仙女星系，通常會用到被稱作“標準亮度”的東西，這意味著天文學家可以知道他們尋找的天體在某個目標內的大概亮度。對任何發光物體而言，其散發的亮度（我們觀測到的亮度）會由於觀測者與天體之間遙遠的距離而減弱。
因此，如果天文學家掌握了某個發光物體的固有亮度，他們就可以通過測量天體的實際亮度來進行直接運算，從而獲得觀測者與天體的大概距離。一個證明標準亮度的例子是造父變星。它們是年輕、巨大且明亮的星星，其亮度大約是太陽的一千倍，且呈週期性變化。
網友提問：測算出我們與仙女座星系距離的方法是什麼？
加拿大安大略省計算機支持技術員科爾比·海沃德（Colby Hayward）回答：
觀測深空中的物體，比如說仙女星系，通常會用到被稱作“標準亮度”的東西，這意味著天文學家可以知道他們尋找的天體在某個目標內的大概亮度。對任何發光物體而言，其散發的亮度（我們觀測到的亮度）會由於觀測者與天體之間遙遠的距離而減弱。
因此，如果天文學家掌握了某個發光物體的固有亮度，他們就可以通過測量天體的實際亮度來進行直接運算，從而獲得觀測者與天體的大概距離。一個證明標準亮度的例子是造父變星。它們是年輕、巨大且明亮的星星，其亮度大約是太陽的一千倍，且呈週期性變化。
圖解：船尾座RS是銀河系中最亮的造父變星之一，由哈勃空間望遠鏡拍攝
天文學家發現，造父變星的亮度取決於其固有亮度，也就是說如果科學家研究了造父變星的亮度變化，就可以計算出它的固有亮度。一旦獲得了固有亮度，就可以計算出二者的間距。另一個關於標準亮度的例子是la型超新星，它是由於白矮星從其伴星上吸取能量進而塌縮形成的。
網友提問：測算出我們與仙女座星系距離的方法是什麼？
加拿大安大略省計算機支持技術員科爾比·海沃德（Colby Hayward）回答：
觀測深空中的物體，比如說仙女星系，通常會用到被稱作“標準亮度”的東西，這意味著天文學家可以知道他們尋找的天體在某個目標內的大概亮度。對任何發光物體而言，其散發的亮度（我們觀測到的亮度）會由於觀測者與天體之間遙遠的距離而減弱。
因此，如果天文學家掌握了某個發光物體的固有亮度，他們就可以通過測量天體的實際亮度來進行直接運算，從而獲得觀測者與天體的大概距離。一個證明標準亮度的例子是造父變星。它們是年輕、巨大且明亮的星星，其亮度大約是太陽的一千倍，且呈週期性變化。
圖解：船尾座RS是銀河系中最亮的造父變星之一，由哈勃空間望遠鏡拍攝
天文學家發現，造父變星的亮度取決於其固有亮度，也就是說如果科學家研究了造父變星的亮度變化，就可以計算出它的固有亮度。一旦獲得了固有亮度，就可以計算出二者的間距。另一個關於標準亮度的例子是la型超新星，它是由於白矮星從其伴星上吸取能量進而塌縮形成的。
圖解：開普勒超新星殘骸的多波段X射線圖像（錢德拉X射線天文臺）
天文學家認為，所有la型超新星都有著相同的固定亮度峰，大概是-19.5。相同地，自從標準亮度為人們所熟知，人們便掌握了通過天體的實際亮度測量距離的方法。此外，由於超新星亮度很強，能從很遙遠的地方被發現，所以它們非常適合用於測量比仙女座星系更遠的星（即數十億光年外）。
網友提問：測算出我們與仙女座星系距離的方法是什麼？
加拿大安大略省計算機支持技術員科爾比·海沃德（Colby Hayward）回答：
觀測深空中的物體，比如說仙女星系，通常會用到被稱作“標準亮度”的東西，這意味著天文學家可以知道他們尋找的天體在某個目標內的大概亮度。對任何發光物體而言，其散發的亮度（我們觀測到的亮度）會由於觀測者與天體之間遙遠的距離而減弱。
因此，如果天文學家掌握了某個發光物體的固有亮度，他們就可以通過測量天體的實際亮度來進行直接運算，從而獲得觀測者與天體的大概距離。一個證明標準亮度的例子是造父變星。它們是年輕、巨大且明亮的星星，其亮度大約是太陽的一千倍，且呈週期性變化。
圖解：船尾座RS是銀河系中最亮的造父變星之一，由哈勃空間望遠鏡拍攝
天文學家發現，造父變星的亮度取決於其固有亮度，也就是說如果科學家研究了造父變星的亮度變化，就可以計算出它的固有亮度。一旦獲得了固有亮度，就可以計算出二者的間距。另一個關於標準亮度的例子是la型超新星，它是由於白矮星從其伴星上吸取能量進而塌縮形成的。
圖解：開普勒超新星殘骸的多波段X射線圖像（錢德拉X射線天文臺）
天文學家認為，所有la型超新星都有著相同的固定亮度峰，大概是-19.5。相同地，自從標準亮度為人們所熟知，人們便掌握了通過天體的實際亮度測量距離的方法。此外，由於超新星亮度很強，能從很遙遠的地方被發現，所以它們非常適合用於測量比仙女座星系更遠的星（即數十億光年外）。
圖解：SN 1994D（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。
Magellica公司總裁羅伯特·馬奧尼（Robert Mahoney）於密西西比州回答：
埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）於20世紀20年代末初次確定了我們與仙女座星系的距離。他使用的是由亨利維塔·萊維特（Henrietta Leavitt）在1911年首次使用的週期光源校正辦法。當時，萊維特正在研究距離我們位置更近的造父變星--小麥哲倫星雲。這個星系中的恆星都具有亮度週期性變化的性質。
網友提問：測算出我們與仙女座星系距離的方法是什麼？
加拿大安大略省計算機支持技術員科爾比·海沃德（Colby Hayward）回答：
觀測深空中的物體，比如說仙女星系，通常會用到被稱作“標準亮度”的東西，這意味著天文學家可以知道他們尋找的天體在某個目標內的大概亮度。對任何發光物體而言，其散發的亮度（我們觀測到的亮度）會由於觀測者與天體之間遙遠的距離而減弱。
因此，如果天文學家掌握了某個發光物體的固有亮度，他們就可以通過測量天體的實際亮度來進行直接運算，從而獲得觀測者與天體的大概距離。一個證明標準亮度的例子是造父變星。它們是年輕、巨大且明亮的星星，其亮度大約是太陽的一千倍，且呈週期性變化。
圖解：船尾座RS是銀河系中最亮的造父變星之一，由哈勃空間望遠鏡拍攝
天文學家發現，造父變星的亮度取決於其固有亮度，也就是說如果科學家研究了造父變星的亮度變化，就可以計算出它的固有亮度。一旦獲得了固有亮度，就可以計算出二者的間距。另一個關於標準亮度的例子是la型超新星，它是由於白矮星從其伴星上吸取能量進而塌縮形成的。
圖解：開普勒超新星殘骸的多波段X射線圖像（錢德拉X射線天文臺）
天文學家認為，所有la型超新星都有著相同的固定亮度峰，大概是-19.5。相同地，自從標準亮度為人們所熟知，人們便掌握了通過天體的實際亮度測量距離的方法。此外，由於超新星亮度很強，能從很遙遠的地方被發現，所以它們非常適合用於測量比仙女座星系更遠的星（即數十億光年外）。
圖解：SN 1994D（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。
Magellica公司總裁羅伯特·馬奧尼（Robert Mahoney）於密西西比州回答：
埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）於20世紀20年代末初次確定了我們與仙女座星系的距離。他使用的是由亨利維塔·萊維特（Henrietta Leavitt）在1911年首次使用的週期光源校正辦法。當時，萊維特正在研究距離我們位置更近的造父變星--小麥哲倫星雲。這個星系中的恆星都具有亮度週期性變化的性質。
圖解：小麥哲倫星系（SMC）是一個環繞著銀河系的矮星系，擁有數億顆的恆星 。
變星亮度由最亮到最暗的時間被稱為該星的週期。造父變星（Cepheids）名字的來源是由於它在仙王座（Cepheus）被發現。萊維特注意到，造父變星和它的實際亮度之間的關係是線性的。由於這些造父變星都位於小麥哲倫星雲，因此她推測它們的間距都差不多，那麼它們的固有亮度和週期也應該存在著線性關係。
如果已知天體的固有亮度和實際亮度，用平方反比定律就可以確定我們與它的距離。萊維特猜測，假如她能確定與任意一個造父變星之間的距離，她就能通過校準該線性關係來確定到任何造父變星的距離。萊維特定律由哈洛·沙普利（Harlow Shapley）在其十幾歲時就校準，因此哈勃可以在十年後使用。
網友提問：測算出我們與仙女座星系距離的方法是什麼？
加拿大安大略省計算機支持技術員科爾比·海沃德（Colby Hayward）回答：
觀測深空中的物體，比如說仙女星系，通常會用到被稱作“標準亮度”的東西，這意味著天文學家可以知道他們尋找的天體在某個目標內的大概亮度。對任何發光物體而言，其散發的亮度（我們觀測到的亮度）會由於觀測者與天體之間遙遠的距離而減弱。
因此，如果天文學家掌握了某個發光物體的固有亮度，他們就可以通過測量天體的實際亮度來進行直接運算，從而獲得觀測者與天體的大概距離。一個證明標準亮度的例子是造父變星。它們是年輕、巨大且明亮的星星，其亮度大約是太陽的一千倍，且呈週期性變化。
圖解：船尾座RS是銀河系中最亮的造父變星之一，由哈勃空間望遠鏡拍攝
天文學家發現，造父變星的亮度取決於其固有亮度，也就是說如果科學家研究了造父變星的亮度變化，就可以計算出它的固有亮度。一旦獲得了固有亮度，就可以計算出二者的間距。另一個關於標準亮度的例子是la型超新星，它是由於白矮星從其伴星上吸取能量進而塌縮形成的。
圖解：開普勒超新星殘骸的多波段X射線圖像（錢德拉X射線天文臺）
天文學家認為，所有la型超新星都有著相同的固定亮度峰，大概是-19.5。相同地，自從標準亮度為人們所熟知，人們便掌握了通過天體的實際亮度測量距離的方法。此外，由於超新星亮度很強，能從很遙遠的地方被發現，所以它們非常適合用於測量比仙女座星系更遠的星（即數十億光年外）。
圖解：SN 1994D（左下方的亮點）是在星系NGC 4526的一顆Ia超新星。
Magellica公司總裁羅伯特·馬奧尼（Robert Mahoney）於密西西比州回答：
埃德溫·哈勃（Edwin Hubble）於20世紀20年代末初次確定了我們與仙女座星系的距離。他使用的是由亨利維塔·萊維特（Henrietta Leavitt）在1911年首次使用的週期光源校正辦法。當時，萊維特正在研究距離我們位置更近的造父變星--小麥哲倫星雲。這個星系中的恆星都具有亮度週期性變化的性質。
圖解：小麥哲倫星系（SMC）是一個環繞著銀河系的矮星系，擁有數億顆的恆星 。
變星亮度由最亮到最暗的時間被稱為該星的週期。造父變星（Cepheids）名字的來源是由於它在仙王座（Cepheus）被發現。萊維特注意到，造父變星和它的實際亮度之間的關係是線性的。由於這些造父變星都位於小麥哲倫星雲，因此她推測它們的間距都差不多，那麼它們的固有亮度和週期也應該存在著線性關係。
如果已知天體的固有亮度和實際亮度，用平方反比定律就可以確定我們與它的距離。萊維特猜測，假如她能確定與任意一個造父變星之間的距離，她就能通過校準該線性關係來確定到任何造父變星的距離。萊維特定律由哈洛·沙普利（Harlow Shapley）在其十幾歲時就校準，因此哈勃可以在十年後使用。
圖解：埃德溫·鮑威爾·哈勃，美國著名的天文學家。
而哈勃能夠運用萊維特定律，離不開加州威爾遜山上新型100英寸胡克望遠鏡的幫助。這是他首次藉助望遠鏡分辨出仙女座的恆星。幸運的是，他在仙女座發現了一些造父變星。在哈勃的工作中，最重要的就是他首次明確造父變星並不屬於銀河系，而是另一個完整的星系和“恆星宇宙”。今天，我們知道仙女座星系離我們有220萬光年之遠。而與直徑僅有50000光年的銀河系相比較，你就會明白哈勃的發現是多麼的非凡。
參考資料
1.Wikipedia百科全書
2.天文學名詞
3. physlink- Nidhi – Asteria-d0mini
如有相關內容侵權，請於三十日以內聯繫作者刪除
轉載還請取得授權，並注意保持完整性和註明出處
相關推薦
