到仙女座星系这样的深空天体的距离通常是用“标准烛光”来确定的，天文学家要在已知固有光度(实际亮度)的目标内寻找天体。 任何发光物体的表观亮度(我们目测的亮度)随着天体和观察者之间距离的平方减小而减小；所以，如果我们知道一个天体的固有光度，就可以测量表观光度，并进行简单的计算来得到天体的近似距离。这种“标准烛光”的一个例子就是所谓的造父变星。这些年轻、大质量、明亮的恒星(亮度大约是太阳的1000倍)在光度上有周期性的变化。

已经发现，造父变星的周期与其固有亮度有关，因此，如果测量恒星亮度变化的频率，就可以计算出它的固有亮度，进而可以计算出到造父变星的距离。 另一种常用的“标准烛光”是一种被称为Ia型的超新星，是由一颗从伴星那里夺得质量的白矮星坍缩造成的。天文学家认为，所有Ia型超新星都有大致相同的固有光度峰值(约-19.5)。同样，由于固有光度是已知的，测量表观光度可以计算到超新星的近似距离。由于超新星惊人的明亮，可以在很远的距离内被观测到，对于测量比仙女座星系更远的天体（数十亿光年）是非常理想的。

到仙女座星系的距离最早是由埃德温·哈勃在20世纪20年代末确定的(但不准确)。哈勃使用了由亨利埃塔·勒维特在1911年左右首次发现的周期光度关系的校准形式。勒维特研究的是距离更近的小麦哲伦星云(SMC)中的造父变星。这些恒星有一种特殊的性质，亮度会有规律地或周期性地变化。变星的亮度从最亮到最暗再到最亮的振荡时间称为恒星的周期。造父变星的名字源于它们是在仙王座被发现的。

勒维特发现她研究的造父变星的周期和它们表观亮度之间是线性关系。因为所有这些造父变星都在小麦哲伦星云，她推断它们离地球的距离都差不多，所以它们的周期和它们的真实亮度(在标准距离下观测的亮度)之间应该也存在线性关系。 若能知道一个物体的表观的和真实的亮度，确定与它的距离就很简单。可以使用平方反比定律。勒维特推测如果她可以计算到造父变星的距离，她就可以校准自己的线性关系来确定到任何造父变星的距离。

后来哈罗·沙普利校准了勒维特定律，所以哈勃在大约十年后才开始使用。哈勃控制着位于加州威尔逊山上的新的100英寸胡克望远镜，能够使用莱维特定律观察研究。他第一次能够分辨仙女座星系中的单个恒星。他幸运地在仙女座中发现了一些造父变星。哈勃在这里的工作中最重要的是，第一次明确地表明仙女座星系不是我们银河系的一部分，而是一个完全独立的星系，是一个“岛屿宇宙”。现在我们知道仙女座星系离我们大约有220万光年远。与银河系大约5万光年的半径相比，就会发现哈勃当时的发现是多么惊人。

相关知识

仙女座星系（Andromeda Galaxy，国际音标为：/ˌanˈdrɒmədə/，也称为梅西尔31、星表编号为M31和NGC 224，在旧文献中曾经称为仙女座星云，在中国古代被称为奎宿增廿一）是一个螺旋星系，距离地球大约250万光年，是除麦哲伦云（地球所在的银河系的伴星系）以外最近的星系。[3]位于仙女座的方向上，是人类肉眼可见（3.4等星）最远的深空天体。 仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，直径约20万光年，外表颇似银河系。本星系群的成员有仙女星系、银河系、三角座星系，还有大约50个小星系。但根据改进的测量技术和最近研究的数据结果，科学家现在相信银河系有许多的暗物质，并且可能是在这个集团中质量最大的。

然而，史匹哲太空望远镜最近的观测显示仙女座星系有将近一兆（1012）颗恒星，数量远比我们的银河系多。[5]在2006年重新估计银河系的质量大约是仙女座星系的50％，是7.1×1011M☉.[2]仙女座星系在适度黑暗的天空环境下很容易用肉眼看见，但是如此的天空仅存在于小镇、被隔绝的区域、和离人口集中区域很远的地方，只受到轻度光污染的环境下。肉眼看见的仙女座星系非常小，因为它只有中心一小块的区域有足够的亮度，但是这个星系完整的角直径有满月的七倍大。

作者: Nidhi

FY: Kylin

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