周光關係

周光關係指造父變星具有的光變週期和絕對星等之間的關係 。 1912年 ， 哈佛大學天文臺的勒維特觀測了小麥哲倫雲中的25顆造父變星 ， 發現 ， 它們的光變週期越長 ， 視星等越小 。 由於小麥哲倫雲離我們足夠遙遠 ， 恆星又非常密集 ， 其中每顆恆星到地球的距離都可以看作是近似相同的 。 因此勒維特發現的光變週期與視星等的關係可以視爲是光變週期與絕對星等的關係 。 由視星等轉化爲絕對星等 ， 需要解決周光關係的零點標定問題 。 1913年 ， 丹麥天文學家埃希納 · 赫茨普龍利用視差法測定了銀河系中幾顆較近的造父變星的距離 ， 距離尺度得到標定 。 1915年 ， 美國天文學家沙普利成功解決了造父變星的零點標定問題 。 即使如此 ， 利用現有數據 ， 周光關係的斜率和零點仍然不能同時求出 。 一般公認的周光關係斜率由Caldwell & Laney ( 1991 ) 根據大麥哲侖星雲中的88顆 造父變星得出 （ ρ = −2.81 ± 0.06 ） 。 Laney & Stobie ( 1994 ) 由大小麥哲侖星雲中 的造父變星和銀河系內一些星團 、 星協中的造父變星 ， 導出過另一個周光關係斜率 ρ = −2.87 ± 0.07 。 1940年代 ， 美國工作的德國天文學家巴德發現 ， 造父變星分爲兩類 ， 它們具有不同的周光關係 。 對於屬於星族Ⅰ的經典造父變星 ， 絕對星等M與光變週期P的關係爲 ： （ Feast & Catchpole, 1997 ） 對於屬於星族Ⅱ的短週期造父變星 （ 又稱室女W型變星 ） ， 絕對星等M與光變週期P的關係爲 ： 可以通過造父變星的光變週期求得絕對星等 ， 進而求出距離模數 ， 最終求得造父變星的距離 。 這一方法廣泛應用於測量星團 、 近距離的銀河外星系的距離 。