| 词条 | 周光关系 |
| 释义 | § 介绍 英文名：period-luminosity relation 周光关系指造父变星具有的光变周期和绝对星等之间的关系。1912年，哈佛大学天文台的勒维特观测了小麦哲伦云中的25颗造父变星，发现，它们的光变周期越长，视星等越大。由于小麦哲伦云离我们足够遥远，恒星又非常密集，其中每颗恒星到地球的距离都可以看作是近似相同的。因此勒维特发现的光变周期与视星等的关系可以视为是光变周期与绝对星等的关系。 由视星等转化为绝对星等，需要解决周光关系的零点标定问题。1913年，丹麦天文学家埃希纳·赫茨普龙利用视差法测定了银河系中几颗较近的造父变星的距离，距离尺度得到标定。1915年，美国天文学家沙普利成功解决了造父变星的零点标定问题。 即使如此，利用现有数据，周光关系的斜率和零点仍然不能同时求出。 一般公认的周光关系斜率由Caldwell & Laney(1991)根据大麦哲仑星云中的88颗 造父变星得出( ρ= −2.81 ± 0.06)。Laney & Stobie(1994)由大小麦哲仑星云中 的造父变星和银河系内一些星团、星协中的造父变星，导出过另一个周光关系斜率 ρ = −2.87 ± 0.07。 1940年代，美国工作的德国天文学家巴德发现，造父变星分为两类，它们具有不同的周光关系。 对于属于星族Ⅰ的经典造父变星，绝对星等与M光变周期P的关系为： M = − 1.43 − 2.81lgP (Feast & Catchpole, 1997) 对于属于星族Ⅱ的短周期造父变星（又称室女W型变星），绝对星等M与光变周期P的关系为： M = − 0.35 − 1.75lgP 可以通过造父变星的光变周期求得绝对星等，进而求出距离模数，最终求得造父变星的距离。这一方法广泛应用于测量星团、近距离的河外星系的距离。 § 应用 造父变星的光变周期与光度之间的一种关系。概括地说就是造父变星的光变周期越长，其光度也越大。这种关系是美国哈佛大学天文台勒维特在研究小麦哲伦云的25个造父变星时发现的，用的是光变周期和视星等的数据。这些造父变星都位于同一个星系内，可以认为它们同地球有大致相等的距离，所以周期和视星等的关系就反映了周期和绝对星等的关系。后来的研究表明属于不同星族的变星，其周光关系也不相同： 星族I： Mp = -1.80 - 1.741 lg P, 星族II： Mp = -0.35 - 1.75 lg P. 上式中Mp为光度极大和极小时的绝对星等的平均值，P为已天为单位的光变周期。 周光关系的重要性在于，只要发现造父变星，便可以确定该星及该星所在的恒星集团的距离。这是因为利用周光关系可以从光变周期P推算绝对星等M，而视星等m则可直接测量，于是距离r便可由公式lg r = (m - M + 5 - A) / 5 算得，上式中A为星际消光对视星等的影响。周光关系既简单又精确，因此它是测定银河系内一些恒星集团的距离和邻近的河外星系距离的重要方法。[1] |
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