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26.4: 银河系外距离量表

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    学习目标

    在本节结束时，您将能够：

    • 描述如何使用变星来估计到星系的距离
    • 解释如何使用标准灯泡和 Tully-Fisher 关系来估计与星系的距离

    要确定星系的许多特性，例如其亮度或大小，我们必须首先知道它有多远。 如果我们知道与星系的距离，我们就可以将星系在天空中的亮度转换为其真正的亮度，因为我们知道光线因距离而变暗的精确方式。 （例如，距离10倍的同一个星系看起来会暗100倍。） 但是星系距离的测量是现代天文学中最困难的问题之一：所有星系都很远，而且大多数星系都很遥远，以至于我们甚至无法分辨出其中的单个恒星。

    在哈勃最初的工作之后的几十年里，用于测量星系距离的技术相对不准确，不同的天文学家得出的距离相差多达两倍。 （想象一下，如果你的家或宿舍与天文课之间的距离如此不确定；很难确保你准时上课。） 但是，在过去的几十年中，天文学家发明了测量星系距离的新技术；最重要的是，所有这些技术都给出了相同的答案，精度约为10％。 正如我们将看到的，这意味着我们终于能够对宇宙的大小做出可靠的估计。

    变星

    在天文学家测量与其他星系的距离之前，他们首先必须使用我们自己的银河系中的物体来确定宇宙距离的比例。 我们在《天体距离》中描述了这些距离方法的链（如果您阅读该章已经有一段时间了，我们建议您阅读该章）。 当天文学家发现他们可以使用某些本质发光的变星（例如可以在很远的距离看到的 cepheids）来测量距离时，他们感到特别高兴（图\(\PageIndex{1}\)）。

    在使用附近星系中的变量进行距离测量已有几十年之后，沃尔特·巴德证明实际上有两种 cepheids，天文学家在不知不觉中将它们混为一谈。 因此，在20世纪50年代初，与所有星系的距离不得不增加大约两倍。 我们之所以提到这一点，是因为我们希望你在继续阅读时记住，科学总是一项正在进行的研究。 随着我们的技术变得越来越可靠，我们在如此艰难的调查中最初的试探步骤将来总是会进行修改。

    寻找 cepheids 和测量他们的月经所涉及的工作量可能很大。 例如，哈勃在18年的时间里获得了350张长时间曝光的仙女座星系照片，并且只能识别出40张cepheids。 尽管 cepheids 是相当明亮的恒星，但使用世界上最大的地面望远镜只能在大约 30 个最近的星系中探测到它们。

    正如《天体距离》中所提到的那样，在哈勃太空望远镜运行的最初几年中开展的主要项目之一是测量更远星系中的 cepheids，以提高星系外距离标度的精度。 最近，与哈勃太空望远镜合作的天文学家已将此类测量延长至1.08亿光年，这是技术和决心的胜利。

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    图\(\PageIndex{1}\) Cepheid 变星。 1994年，使用哈勃太空望远镜，天文学家得以在M100星系中分辨出一颗单独的cepheid变星，并将其距离测量为5600万光年。 插图显示了星星在三个不同的夜晚；你可以看到它的亮度确实是可变的。

    尽管如此，我们只能使用 cepheids 来测量星系宇宙的一小部分内的距离。 毕竟，要使用这种方法，我们必须能够解析单星并跟踪它们的微妙变化。 超过一定距离，即使是我们最好的太空望远镜也无法帮助我们做到这一点。 幸运的是，还有其他方法可以测量到星系的距离。

    标准灯泡

    我们在《天体距离》中讨论了天文学家意识到恒星总体上不是标准灯泡时所感受到的极大挫折。 如果大型礼堂中的每个灯泡都是 100 瓦的标准灯泡，那么对我们来说看起来更亮的灯泡必须离得更近，而那些看起来更暗的灯泡必须离得更远。 如果每颗恒星都是标准亮度（或瓦特数），那么我们同样可以根据它们在我们看来的亮度 “读取” 它们的距离。 唉，正如我们所了解的那样，恒星和星系都不是一个标准发行的亮度。 尽管如此，天文学家一直在寻找确实在某种程度上像标准灯泡一样起作用的物体，无论它们身在何处，它们都具有相同的固有（内置）亮度。

    对于哪种物体可能是有效的标准灯泡，已经提出了许多建议，包括最亮的超级巨星、行星星云（会发出大量紫外线辐射）和星系中的普通球状星团。 事实证明，有一个物体特别有用：Ia型超新星。 这些超新星涉及二进制系统中白矮星的爆炸（参见《双星系统的演变》一节）观测表明，这种类型的超新星在最大光照下都达到几乎相同的亮度（大约\(94.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\)）。 凭借如此巨大的亮度，这些超新星已被探测到超过80亿光年的距离，因此作为大规模确定距离的一种方式，对天文学家特别有吸引力（图\(\PageIndex{2}\)）。

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    图\(\PageIndex{2}\)类型 Ia 超新星。 中心左下角的明亮物体是接近其峰值强度的 Ia 型超新星。 超新星很容易超越其宿主星系。 这种极高的增加和亮度帮助天文学家使用 Ia supernova 作为标准灯泡。

    还有人建议使用其他几种在远距离内可见的标准灯泡，包括巨型椭圆灯和星系团中最亮成员的整体亮度。 但是，事实证明，Ia 型超新星是最精确的标准灯泡，与其他类型的校准器相比，它们可以在更远的星系中看到。 正如我们将在《宇宙大爆炸》一章中看到的那样，对这种超新星的观测深刻地改变了我们对宇宙演化的理解。

    其他测量技术

    另一种测量银河距离的技术是利用夏威夷大学的布伦特·塔利和国家射电天文台的理查德·费舍尔在1970年代末注意到的一种有趣的关系。 他们发现螺旋星系的亮度与其旋转速度（旋转速度）有关。 为什么会这样呢？

    星系的质量越大，其外部区域的物体必须绕轨道运行的速度越快。 更大的星系中有更多的恒星，因此更明亮（暂时忽略暗物质）。 回想一下我们在上一节中的讨论，我们可以说，如果各种螺旋星系的质量光比非常相似，那么我们可以通过测量螺旋星系的质量来估计其亮度，也可以通过测量其旋转速度来估计其质量。

    塔利和费舍尔使用21厘米的冷氢气线来确定螺旋星系中物质绕其中心运行的速度（你可以在《星际之间：太空中的气体和尘埃》中回顾我们对21厘米线的讨论）。 由于来自固定原子的21厘米辐射来自一条漂亮的窄线，因此整个旋转星系产生的21厘米线的宽度告诉我们银河系氢气的轨道速度范围。 线越宽，气体在银河系中运行的速度越快，银河系的质量和发光度就越大。

    这种技术行之有效有点令人惊讶，因为与星系相关的大部分质量是暗物质，暗物质根本不影响亮度，但确实会影响旋转速度。 也没有明显的理由说明所有螺旋星系的质量光比应该相似。 尽管如此，对较近星系（我们有其他测量距离的方法）的观测表明，测量星系的旋转速度可以准确估计其固有亮度。 一旦我们知道了银河系的真正发光度，我们就可以将亮度与视在亮度进行比较，然后使用差异来计算其距离。

    尽管塔利-费舍尔关系运作良好，但它是有限的——我们只能用它来确定与螺旋星系的距离。 还有其他方法可以用来估计到椭圆星系的距离；但是，这些方法超出了我们的天文学入门课程的范围。

    该表\(\PageIndex{1}\)列出了每种距离技术都适用的星系类型，以及该技术可以应用的距离范围。

    表\(\PageIndex{1}\)：一些估算到星系距离的方法
    方法 星系类型 近似距离范围（百万光年）
    行星星云 全部 0—70
    Cepheid 变量 螺旋，不规则 0—110
    塔利-费舍尔关系 螺旋 0—300
    Ia 型超新星 全部 0—11,000
    红移（哈勃定律） 全部 300—13,000

    摘要

    天文学家使用多种方法确定与星系的距离，包括 cepheid 变量的周期亮度关系；诸如 Ia 型超新星之类的物体，它看起来像是标准灯泡；以及将 21 厘米辐射线宽度与 21 厘米辐射线宽度连接起来的塔利-费舍尔关系螺旋星系的亮度。 每种方法在精度、可以使用的星系种类以及可以应用的距离范围方面都有局限性。

    词汇表

    Ia 型超新星
    由白矮星在二进制系统中爆炸形成的超新星，亮度约为\(4.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\)；可用于大规模确定与星系的距离