接力棒传给了新星和超新星

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。起跑后的第一棒叫作“三角视差法”，它一直跑到100秒差距开外才把接力棒递给下一位选手“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要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巨型天文望远镜，即使对于光度大到绝对星等为0等的恒星，当它远到10万秒差距，即约32万光年时，也就很难获得它的光谱了。这样，分光视差自然也就失去用武之地了。

这时，造父变星接过了接力棒。由于所有的天琴RR型变星绝对星等均为0等左右，因此当它们远达50万秒差距，即约160万光年时，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，即约4000万光年以外时，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，即约4000万光年。

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60）。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不多，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。但是在天文学中，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光年、100 000光年、1 000 000光年，还是远在10 000 000光年以外呢？

图60　测量天体距离的接力棒传给新星和超新星寓意图

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，将两者做一比较，立即便可推算出距离。当距离达到1800万秒差距，即逾5000万光年时，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。历史上有一颗著名的超新星，中国古籍《宋史·天文志》《宋会要辑稿》等对它有详细的记载：宋仁宗至和元年五月己丑（1054年7月4日），在天关星（即金牛ζ星）附近出现一颗客星，如同金星那样在白昼都可以看见，光芒四射，颜色赤白，持续了23天。一直到643天之后的1056年4月6日，它才隐没不见。这颗星如此之亮、出现时间如此之久，足以表明那是一次超新星爆发事件。朝鲜和日本的古籍中也留下了这颗客星的记录，但是正处于中世纪宗教统治黑暗时期的欧洲，却未留下关于它的任何记载。

历史上还有另一些声名显赫的超新星爆发记录。例如，上述“天关客星”出现之后5个世纪，1572年11月11日黄昏，丹麦天文学家第谷发现在仙后座中有一颗前所未见的亮星。他非常详细地观测、记录它的亮度和颜色变化，一直持续到1574年2月。1573年，第谷在《论新星》一书中详细介绍了自己的观测研究成果。起初，人们将这颗星称为第谷新星，但后来断定它其实是一颗超新星，所以又称其为第谷超新星了。

其实，第谷超新星在中国也有记录。据《明实录》记载，明穆宗隆庆六年十月初三日丙辰（1572年11月8日），东北方出现客星，如弹丸，到十月十九日壬申夜此星呈赤黄色，大如盏，光芒四出。上述发现日期比第谷还早了3天。欧洲也有人比第谷早几天发现这颗星的，只是记述远不如第谷详尽。

超新星是大质量恒星演化到晚年整个星体发生剧烈爆发的现象，爆发时抛出的大量物质迅速向四面八方膨胀，扩散成星云状的超新星遗迹。梅西叶天体表中列为第1号的天体M1——后来称为“蟹状星云”（图61），正好处于1054年天关客星的位置上。1921年，美国天文学家邓肯（John Charles Duncan，1882—1967）通过光谱观测发现蟹状星云在膨胀。1928年，哈勃测出蟹状星云的膨胀速度，并据此推断它正是1054年超新星爆发的遗迹。1942年，荷兰天文学家奥尔特（Jan Hendrik Oort，1900—1992）等进一步证实了这一论断。天关客星同蟹状星云的联系，强烈地激发了国际天文界广泛研究中国古代天象记录的兴趣。

图61　“蟹状星云”因外观似蟹而得名，它在梅西叶天体表中列为第1号，故又称M1。蟹状星云位于“天关”（金牛ζ）星附近，距离地球6500万光年。它是1054年超新星爆发的遗迹，至今仍在继续膨胀中

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，比太阳约亮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，观测其亮度上升到极大时的视星等，并假定它的绝对星等就是上面所说的-19等，将两者做一比较，便可得出距离。容易算出，对于Ia型超新星，测量的距离可超过百亿光年；对Ⅱ型超新星，也可达40亿光年以上。

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，这和用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。