随后沙普利通过测量球状星团的距离 ， 再次刷新了我们对宇宙大小的认识 ， 当时他测出来的距离是这样的 。 银河系直径20光年 ， 厚度为3万光年 ， 我们距离银河系中心为5万光年 。
我知道 ， 你马上会问 ， 他是如何测量距离的？这就要说到人类认识宇宙最重要的工具了量天尺 ， 以前我们介绍过视差法 ， 但他不适合远距离的天体 ， 因为越远视差越小 。
但是到了20世纪初人们又发现了一种可以测量恒星距离的办法 ， 造父变星 。 这是一种亮度随着时间周期性变化的恒星 。
最早发现这个现象的人是1784年荷兰的一位业余天文学家古德利克 ， 他发现的第一颗亮度周期性变化的恒星是仙王座δ星 ， 中文叫造父一 ， 所以我们将这种变星统称为造父变星 。
一直以来我们认为这种亮度变化的恒星很少 ， 因为几百年间我们就发现了那么十几颗恒星的亮度会周期性的变化 ， 也就是变光周期 ， 说的是 ， 一颗恒星亮度从最高 ， 到最暗 ， 再回到最高所需要的时间 ， 这个周期最短几个小时 ， 最长需要几年的时间 。
但随着天文照相技术的发展 ， 我们就可以比对一颗恒星在几天、几周、甚至几个月、几年亮度的变化 ， 所以我们这才认识到变星其实非常的普遍 。
那么真正把变星当作标准烛光使用的想法 ， 来自于19世纪的一位年轻的女性 ， 他是天文学界最伟大一批女天文学家 ， 他叫勒维特 ， 1868年出生在美国 。 1893年进入了哈弗天文台 ， 在往后的20年间 ， 他统计发现了将近1000多颗变星 。
并且发现这样的规律 ， 恒星的变光周期越长 ， 其平均亮度越大 ， 这里的亮度说的都是视亮度 ， 也就是看起来有多亮 ， 如果我们利用视差法测量出这些变星和我们的距离 ， 我们就能够知道这些变星的本征亮度 ， 也就是实际上它有多亮 。
通过大量的总结 ， 归纳 ， 我们就能够掌握这样一个重要的信息 。 只要我们测量一颗变星的变光周期 ， 我们就能知道它的平均本征亮度 。
在通过测量它的视亮度 ， 根据亮度会随着距离的平方发生衰减这个关系 ， 就能算出这颗变星和我们的距离了 。
这就是天文学中使用比较广泛的造父变星测距法 。 沙普利正是通过造父变星测量了星团和我们的距离 ， 得出银河系的直径 。
那为啥他测量的值和今天的10万光年差了那么多呢？因为他当时没有考虑弥散在银河系内的尘埃、或者气体等等这些消光物质 ， 导致了他看到的视亮度低了很多 ， 所以他算出来的距离就远了很多 。
但不管怎么说 ， 沙普利的测量早一次刷新了我们对宇宙大小的认识 。 好了今天的内容就到这里 ， 下节课我们说天文学最重要的一次辩论 。
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