到仙女座星系等深空天體的距離通常由“標準燭光”確定，天文學家要在已知內稟光度(實際亮度)的目標中尋找天體。任何發光物體的表觀亮度(我們的視覺亮度)隨著天體與觀測者距離的平方減小而減小；因此，如果我們知道了壹個天體的本征光度，就可以通過測量視光度，進行簡單的計算，得到這個天體的大概距離。這種“標準燭光”的壹個例子是所謂的造父變星。這些年輕、大質量、明亮的恒星(亮
到仙女座星系等深空天體的距離通常由“標準燭光”確定，天文學家要在已知內稟光度(實際亮度)的目標中尋找天體。任何發光物體的表觀亮度(我們的視覺亮度)隨著天體與觀測者距離的平方減小而減小；因此，如果我們知道了壹個天體的本征光度，就可以通過測量視光度，進行簡單的計算，得到這個天體的大概距離。這種“標準燭光”的壹個例子是所謂的造父變星。這些年輕、大質量、明亮的恒星(亮度約為太陽的1000倍)具有周期性的光度變化。
已經發現造父變星的周期與其固有亮度有關。因此，如果測量恒星亮度變化的頻率，就可以計算出它的內稟亮度，進而計算出到造父變星的距離。另壹種常用的“標準燭光”是壹種叫做Ia型的超新星，它是由壹顆從伴星奪取質量的白矮星坍縮引起的。天文學家認為，所有Ia型超新星都有大致相同的內稟光度峰值(約為-19.5)。同樣，因為內稟光度是已知的，所以通過測量表觀光度就可以計算出到超新星的大概距離。由於超新星亮得驚人，因此可以在很遠的距離進行觀測，這對於測量比仙女座星系更遠的天體(數十億光年)來說是非常理想的。
埃德溫·哈勃在20世紀20年代末首次確定了到仙女座星系的距離(但並不精確)。哈勃使用的是Henrietta Loewit在1911左右首次發現的周期光度關系的定標形式。Loewit研究了更近的小麥哲倫星雲(SMC)中的造父變星。這些恒星有壹個特殊的性質，它們的亮度有規律地或周期性地變化。變星亮度從最亮到最暗再到最亮的振蕩時間稱為該星的周期。造父變星得名於它們在仙王座被發現的事實。
Loewit發現，她所研究的造父變星的周期與其表觀亮度之間存在線性關系。因為所有這些造父變星都位於小麥哲倫星雲中，所以她推斷它們離地球的距離都差不多，所以它們的周期和它們的真實亮度(在標準距離上觀測到的亮度)之間也應該存在線性關系。如果我們能知道壹個物體的表觀亮度和真實亮度，就很容易確定它的距離。可以用平方反比定律。Loewit推測，如果她能夠計算出到造父變星的距離，她就可以校準她的線性關系來確定到任何造父變星的距離。
後來哈洛·沙普利校準了洛伊特定律，所以哈勃大約十年後才開始使用。哈勃控制著加州威爾遜山上新的100英寸胡克望遠鏡，可以利用萊維特定律進行觀測和研究。他第壹次能夠分辨出仙女座星系中的壹顆恒星。他很幸運地在仙女座找到了壹些造父變星。哈勃在這裏最重要的工作是，它第壹次清楚地表明仙女座星系不是我們星系的壹部分，而是壹個完全獨立的星系，是壹個“島嶼宇宙”。現在我們知道仙女座星系距離我們大約220萬光年。對比銀河系5萬光年左右的半徑，我們會發現哈勃的發現在當時是多麽的驚人。
相關知識
仙女座星系(國際音標:/？安？博士？m？d？/，又名梅西耶31，星表編號M31，NGC 224，舊文獻中曾稱仙女座星雲，中國古代稱奎松21)，是壹個螺旋星系，距地球約250萬光年，是除麥哲倫雲(地球所在銀河系的伴星系)之外距離地球最近的星系。[3]位於仙女座方向，是肉眼可見的最遠深空天體(3.4星等)。仙女座星系被認為是這個星系群中最大的星系，直徑約20萬光年，看起來像銀河系。這個星系群的成員有仙女座、銀河系、三角形和大約50個小星系。然而，根據改進的測量技術和最近的研究結果，科學家們現在認為銀河系有很多暗物質，它可能是這組物質中質量最多的。
然而，斯皮策太空望遠鏡最近的觀測表明，仙女座星系擁有近萬億(1012)顆恒星，遠遠多於我們的銀河系。[5]2006年重新估算銀河系質量約為仙女座星系質量的50%，為7.1× 101m ☉.【2】仙女座星系在中度黑暗的天空環境下肉眼很容易看到，但這樣的天空只存在於小鎮和孤立地區。仙女座星系肉眼來看非常小，因為只有中心的壹小塊區域有足夠的亮度，但這個星系的完整角直徑是滿月的7倍。
作者:尼迪
麒麟
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