adc|宇宙(9)我们怎样测量银河系的大小，以及形状的？( 三 ) adc

我知道，你马上会问，他是如何测量距离的？这就要说到人类认识宇宙最重要的工具了量天尺，以前我们介绍过视差法，但他不适合远距离的天体，因为越远视差越小。
但是到了20世纪初人们又发现了一种可以测量恒星距离的办法，造父变星。这是一种亮度随着时间周期性变化的恒星。
最早发现这个现象的人是1784年荷兰的一位业余天文学家古德利克，他发现的第一颗亮度周期性变化的恒星是仙王座δ星，中文叫造父一，所以我们将这种变星统称为造父变星。
一直以来我们认为这种亮度变化的恒星很少，因为几百年间我们就发现了那么十几颗恒星的亮度会周期性的变化，也就是变光周期，说的是，一颗恒星亮度从最高，到最暗，再回到最高所需要的时间，这个周期最短几个小时，最长需要几年的时间。
但随着天文照相技术的发展，我们就可以比对一颗恒星在几天、几周、甚至几个月、几年亮度的变化，所以我们这才认识到变星其实非常的普遍。
那么真正把变星当作标准烛光使用的想法，来自于19世纪的一位年轻的女性，他是天文学界最伟大一批女天文学家，他叫勒维特， 1868年出生在美国。 1893年进入了哈弗天文台，在往后的20年间，他统计发现了将近1000多颗变星。
并且发现这样的规律，恒星的变光周期越长，其平均亮度越大，这里的亮度说的都是视亮度，也就是看起来有多亮，如果我们利用视差法测量出这些变星和我们的距离，我们就能够知道这些变星的本征亮度，也就是实际上它有多亮。
通过大量的总结，归纳，我们就能够掌握这样一个重要的信息。只要我们测量一颗变星的变光周期，我们就能知道它的平均本征亮度。
在通过测量它的视亮度，根据亮度会随着距离的平方发生衰减这个关系，就能算出这颗变星和我们的距离了。
这就是天文学中使用比较广泛的造父变星测距法。沙普利正是通过造父变星测量了星团和我们的距离，得出银河系的直径。
那为啥他测量的值和今天的10万光年差了那么多呢？因为他当时没有考虑弥散在银河系内的尘埃、或者气体等等这些消光物质，导致了他看到的视亮度低了很多，所以他算出来的距离就远了很多。
【adc|宇宙(9)我们怎样测量银河系的大小，以及形状的？】但不管怎么说，沙普利的测量早一次刷新了我们对宇宙大小的认识。好了今天的内容就到这里，下节课我们说天文学最重要的一次辩论。