造父視差

造父視差是利用造父變星的周光關係來測定距離的方法。造父變星是一類高光度的週期性脈動變星，其光度與光變週期之間存在着周光關係。由觀測可得造父變星的光變週期，由周光關係可定出它的絕對星等。已知造父變星的視星等和絕對星等，便可定出造父變星的距離，只要在星系或星團中發現有造父變星，就可定出該星系的星團的距離。因此，造父變星又有“量天尺”之稱。利用造父視差法可以幫助人們測定一些遙遠的造父變星及其中含有造父變星的天體系統，如星團、星系等的距離。 ^[2] 

大質量的恆星，例如，3～20個太陽質量的恆星，當其演化到晚期時，會呈現出不穩定的脈動現象，形成脈動變星。在這些脈動變星中，有一類脈動週期非常規則，它的典型星是仙王座艿，是由歌德里克(J．Goodrick)於1784年發現的，中文名“造父一”，因而稱之為造父變星。

20世紀初，天文學家發現造父變星的光變週期P和其光度有着密切的聯繫，週期越長，光度越大，最早的工作是由美國女天文學家勒維特(Leavitt)於1912年在南非觀測時發現的。在南半球，用肉眼便能看到兩個星雲：大麥哲倫雲和小麥哲倫雲，實際上這是兩個離我們最近的河外星系。勒維特發現，在這兩個星雲裏的造父變星，週期P和視星等m之間有着很好的相關性。由於同一星雲裏變星的距離一樣，這就意味着其週期和光度相關。不久，天文學家就意識到，勒維特的發現具有劃時代的意義。只要用獨立的方法測出任何一顆造父變星的光度，便可以通過周光關係確定所有造父變星的光度，因為變星的週期是很容易測出的。

進一步研究表明．造父變星分屬於兩類星族，它們的周光關係也不一樣。

星族I造父變星：

=一

80—

74lg P (2．23)

星族Ⅱ造父變星：

=一

35—

74lgP (2．24)式中M，是照相絕對星等，P是以天為單位的週期。這些造父變星的週期一般在150天，被稱為長週期造父變星或經典造父變星。 ^[3] 

造父視差的關鍵問題是所謂“零點問題”，即如何確定式(2．23)和式(2．24)中的常數項。問題的癥結在於，所有的造父變星都離我們很遠，無法用三角視差的方法定出它們的距離，因此，如何獨立而準確地定出哪怕一顆造父變星的距離，便解決了周光關係的零點問題。歷史上，由於零點確定得不準確，曾使我們的宇宙尺度成倍地改變。近年來，由於在幾個疏散星團中找到了造父變星，而這些疏散星團的距離又可以用星團視差中提到的擬合主星序的方法得出來，因而可以求出較準確的零點來。另外，20世紀90年代後期，伊巴谷衞星直接測出了一些銀河系內造父變星的三角視差，使測量精度提高很多。

在銀河系內共發現了700多顆造父變星，遺憾的是，沒有找到離我們很近的，最近的造父變星也在200～300光年之外。但是，也正是由於造父變星可以延伸到更遠的距離，才使得天文學家首次根據造父變星正確地估計出了我們銀河系的大小。

造父變星的重要性還在於能夠在河外天體中直接發現，從而使得人類的視野從銀河系延伸到了河外星系。正是由於造父變星在測定天文距離上的重要性，歷史上把造父變星稱之為“量天尺”。

在脈動變星中還有一類短週期的，叫做天琴座RR型變星，也被稱為短週期造父變星。這類變星的光變週期只有0．05～1．2天，天琴座RR型變星的特徵是絕對星等基本上是一樣的：

因此，只要測出其視星等便可以定出距離來，不足之處是其絕對星等太小，只能用於測定銀河系內的距離。銀河系內已經發現了4 000多顆這類變星，例如，利用球狀星團內的天琴座RR型變星可以定出球狀星團的距離。測定河外天體的距離，需要尋找可以測定距離的目標。凡屬可測距離的天體統稱為距離指示體(distance indicator)，所有測量距離的方法都是設法得到距離指示體的光度，即絕對星等M，再根據觀測的視星等m得出距離模數

=m—M，從而求出距離。 ^[3]