星星离我们有多远：新星与超新星的接力赛

征服遥远的天体，量度它们的距离，这犹如一种规模宏大、历程漫长的接力跑。它的起点是人类的老家地球。起跑后的第一棒叫做“三角视差法”，它一直跑到100秒差距开外才把接力棒递给了下一位选手“分光视差法”。“分光视差法”在银河系内可算是进退自如，但是拍摄一颗恒星的光谱毕竟比拍摄一颗恒星本身困难得多，因此即使用目前世界上第一流的大望远镜，即使对于光度大到绝对星等为0等的恒星，当它远到100 000秒差距时，我们也就很难获得它的光谱了。这样，自然再也谈不上什么分光视差。

这时，短周期造父变星和长周期造父变星分头接过了接力棒。由于所有天琴RR型变星的绝对星等均为0等左右，因此当它们远达500 000秒差距时，视星等便降到了约24等，更远的天琴RR型变星就更暗了，这已接近目前最大天文望远镜的观测极限。另一方面，由仙王δ型变星的周光关系可知，此类变星中光变周期最长者可亮到绝对星等-6.5等左右，当它们的距离在1300万秒差距以外时，视星等也降到了约24等；而室女W型变星还不如它亮。因此，“造父视差法”力所能及的范围，大致也就是1300万秒差距左右。

很自然地人们会想到，如果能找到发光能力比造父变星更强的某种恒星作为我们的“标准烛光”或“标准灯泡”，那么，即使这些天灯悬浮在太空中更加遥远的地方，也还是能为我们照亮那儿的里程碑。

于是，新星和超新星从造父变星手里接过了接力棒（图55）。天文学家发现，当银河系里的新星爆发达到最亮的时候，它们的绝对星等彼此相差并不很多，大致都在-5.5～-9.5等的范围内，平均说来约为-7.3等。因此，如果把所有新星的绝对星等都当作-7.3等的话，那么这与实际情况相比，至多也不过相差2个星等而已，这相当于亮度有6.3倍的误差，而由此推算出来的距离之不确定性则在2.5倍以内。从日常生活的角度来看，测量一个目标的距离如果与实际情况差到2.5倍，那恐怕是很不能令人满意的。但是在天文工作中，在没有更好的办法的情况下，这也就算可以了。因为，这样的结果至少能给人一种相当具体的印象：我们关心的目标究竟是在10 000秒差距、100 000秒差距、1 000 000秒差距，还是远在10 000 000秒差距以外呢？

图55　测量天体距离的接力棒传给新星和超新星寓意图(www.xing528.com)

确定新星距离的实际方法是：当一颗新星出现时，观测其亮度增到极大时的视星等，并假定它的绝对星等就是上面所说的-7.3等，将两者作一比较，立即便可得出距离。当距离达到1800万秒差距时，绝对星等-7.3等的恒星便减暗到视星等约24等。超出这个范围，新星也就很难使上劲儿了。

然而，超新星却比新星强得多。20世纪70年代以来，对超新星的研究有相当大的进展。超新星可以分成两种类型，Ⅰ型超新星（严格说来是其中的一个子型，即Ⅰa型超新星，详见后文“膨胀的宇宙”一节）的平均绝对星等约为-19等，比太阳亮40亿倍光景；Ⅱ型超新星的平均绝对星等约为-17等，约比太阳亮6亿倍。确定超新星距离的方法与新星相同，例如，当一颗Ⅰa型超新星出现时，观测其亮度增到极大时的视星等，并假定它的绝对星等就是上面所说的-19等，将两者作一比较，便可得出距离。容易算出，对于Ⅰa型超新星，测量的距离可远达40亿秒差距左右；对Ⅱ型超新星，也可达到大约15亿秒差距。

测定新星和超新星距离的意义不仅在于知道它们本身有多远，而且可以利用它们确定球状星团和河外星系的距离。在任何一个球状星团或河外星系中，只要发现了新星或超新星，那么这些星的距离也就是该星团或星系的距离，这和造父视差法测定星系距离的道理是一样的。

不过，倘若我们急于测出某个星团或星系的距离，而偏偏并没有新星或超新星出现于其中，那又如何是好呢？

当然，探索大自然奥秘的人决不能守株待兔。在目前的情况下，还可以让亮星来为我们效劳。