补充资料：河外星系距离的测定

测定河外星系距离的方法可归纳成二类:

(1)标准烛光法

这个方法的原理很简单。对于河外星系里的某些恒星或星团，可以从观测中定出它们的视星等。同时，如果知道了这些天体的绝对星等，具体说来就是假定它们的绝对星等等于银河系里的对应天体的绝对星等，那么就可以按照视星等与绝对星等的关系算出它们的距离，这也就是它们所属的河外星系的距离。也可以把河外星系作为整体来看待，从观测中求出累积视星等，并假定其绝对星等等于某个平均值，从而求出距离。具体有如下几种方法：

利用造父变星(包括天琴RR型变星)求距离。这是最准确可靠的方法。正因为如此，造父变星周光关系零点的确定才成为天文学中十分重要的任务。这个方法的缺点是，只有比较近的河外星系中才有可能分辨出造父变星来，对稍远一点的河外星系，这个方法不能用。

利用亮星求距离。在每个能够分辨出恒星的河外星系里总有一些最亮的恒星，它们是O型星、早B型星，佛耳夫一拉叶星，中晚型超巨星等。这些恒星的平均绝对星等是知道的。比如说，佛尔夫—拉叶星的绝对星是-4等到-6等，平均可取为-5等；最亮的超巨星的平均绝对星等可达-9等。这个方法很方便，因为在不太远的星系里一般总能找到一些亮星特别是超巨星，这个方法比造父变星法能测得更远的距离，但由于绝对星等弥散较大，不如后者精确。

利用新星求距离。在一些河外星系里发现了许多新星。如果能从观测得到新星光极大时的视星等，并假定光极大时的绝对星等等于银河系新星极大时的绝对星等，那么就可以求出距离来。此法的缺点是，发现新星的河外星系并不很多，因此不能普遍应用。

利用超新星求距离。方法与新星类似。由于超新星光极大时光度很大，绝对星等可达-17等至-19等，因此可以测到比较遥远的星系的距离。但是，由于光极大时的绝对星等弥散很大，因此测得距离误差也大。

利用球状星团的累积星等求距离。球状星团的绝对星等在-5等至-10等之间，弥散太大。显然，若利用单个球状星团求距离，可靠性就太差。不过，一般在同一个星系里可观测到好多球状星团，对它们作某种平均，也可粗略地估计出距离来。

利用星系的累积星等求距离，这也是一种重要的方法。从观测中可以得到星系的累积视星等Mr，如果用其他方法求出星系的距离，这样就可以得到星系的累积绝对星等Mr。把所有用这种方法得到的Mr平均一下，得出一个平均值。对于待求距离的星系，假定它的Mr就等于这个平均值，它的Mr可以由观测得到，这样就可算出距离来。在利用这种方法时往往需要把星系分门别类，而且，不仅是按椭圆星系、旋涡星系……等分类，还需对每一种类型再按某种条件细分，使绝对星等的弥散尽可能地小，这样才能得到较可靠的结果。

(2)红移法

红移：实验室光源中同一谱线相比较，天体光谱线向红端位移的现象。用符号Z表示。

20世纪20年代，发现了一个具有重大意义的现象，除了离我们较近的三个星系(包括仙女座星云)外，在所有星系的光谱型、谱线都向红端位移；而且星系越微弱，红移的数量越大。如果把谱线位移解释为多普勒效应，那么从位移就可求出视向速度Vr。对于距离能从其它他法求得。观测结果表明，Vr近似地和距离r成正比，即Vr=Hr式中r以百万秒差距为单位，Vr以千米里／秒单位，比例常数H称为哈勃常数，以千米／秒·百万秒差距为单位。公式称为哈勃定律。这个公式除了对类星体尚有些争议外，对一般的河外星系是普遍适用的。对于未知，的河外星系，如果能拍到足够清晰的光谱，并求出Vr，就可以利用公式求出距离。这个方法的优点是它对所有的星系普遍适用，特别是对于极遥远的河外天体，其他方法都不能用。哈勃常数H的数值经常改动。在1930年以前，H值定为528千米／秒·百万秒差距；1956年改为180；目前改到100以下，倾向于50—60。这一点毫不奇怪，因为随着资料积累得越来越多，观测精度越来越高，H值也就越来越准确。

说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。