天文学的发展以及人类心中宇宙观的变化，总是伴随着一些重要的人和事，今天我们就说下宇宙量天尺的发现、变星了周光关系以及哈勃首次对宇宙规模的探寻！宇宙量天尺——变星的发现
回溯漫漫的人类历史，在很长时间里，人们都认为恒星就是固定地被镶嵌在天球上的小亮点。虽然天空中偶尔会有一些奇特的事件，出现一些被叫作新星或者超新星的新天体，但这种事情毕竟太罕见了，在没有望远镜的情况下要很多年才见到一次。
所以，人们依然相信绝大多数恒星的亮度和相对位置是永恒不变的。不过，这个观念是错的。1596年8月，法布里修斯（David Fabricius）看到了一颗自己以前没见过的星星，他自然认为这是一颗新星。这颗星星此后一天天变暗，到10月最终看不见了，事情到此都没有什么奇怪的。
然而，变局在1609年到来：这颗星星在当年的位置上再次出现了。此前关于新星的记录中，从没有哪颗新星再次出现过。如今知道，法布里修斯发现的这颗星星根本不是过去意义上的新星，而是一种自身亮度会变化的恒星——变星！
变星一度也被认为是恒星世界中的少数情况，毕竟在此后接近两百年的时间里，被认定了的变星数量也没有达到两位数。但是后来天文照相技术的发展和普及，让变星的发现数量出现了爆发式的增长。有了照片，我们就能直接比较几天、几周、几个月甚至几年之内一颗恒星的亮度变化。由此，人们不仅认识到更多的恒星是变星，还得以更加精确地测量其“变光周期”，即其亮度从最高变到最低，此后再次到达最高一共所用的时间。变星的周光关系
19 世纪90年代初，有一位名叫勒维特（Henrietta Leavitt）的年轻女士进入美国马萨诸塞州剑桥的一个女子文理学院（即今天的拉德克利夫学院）学习。1893年，她被哈佛大学天文台雇用，负责整理和测量天文照相底片上的恒星，以编写恒星亮度数据表。同时，她还负责对小麦哲伦星云内已经发现的单颗恒星进行编目。在接下去的20年里，她辨认出了天上1000多颗变星，还根据这些变星的变光性质不同，将其分成了多个类型。
勒维特在工作中注意到，有一类变星的变光性质异乎寻常，这就是如今所说的“造父变星”：首先这类变星的变光周期都比较长，而且它们的变光幅度（即最亮时的星等和最暗时的星等之差）彼此相似，比这些更奇妙的是她选取了平均亮度排在前25名的造父变星进行研究，发现其中平均亮度最高的那颗周期最长（数月），其后平均亮度越低的造父变星，变光周期也就相应地越短，排第25名的那颗造父变星的变光周期也是这25颗星中最短的，只有一天多一点。她由此确认造父变星在其平均亮度和变光周期之间具有一种几乎完美的相关关系。
这种关系就是如今所说的“周光关系”，这一发现的应用价值是巨大的。因为我们可以认为，小麦哲伦星云内的各种恒星与我们的距离是差不多远的，所以我们观察到的它们的亮度差异可以被认为是其自身发光能力差异的体现，但由于造父变星周光关系的发现，一旦我们在其中能确认某一颗星属于造父变星，那么就可以通过观察它的变光周期去确定它自身的发光能力。同样亮度的星星，离我们越远就显得超暗，所以，只要对比这颗造父变星本来具有的发光能力和我们实际看到的它的亮度，就可以知道它离我们到底有多远。
周光关系的发现，是一项美妙的成就。只要确认了一颗恒星属于造父变星，不论它在天空中的什么位置，我们都可以通过其变光周期轻松推算出其距离！因此，造父变星也被称为天文学上的“标准烛光”，其意思是，如果你知道一支蜡烛的火焰本来有多亮，你就可以通过你实际看到的烛火亮度去推知蜡烛与你的距离。
勒维特关于造父变星的工作是值得称颂的，因为正是她第一次告诉我们，有一种可以在辽阔的宇宙空间中使用的标准烛光。（后来随着天文学的不断进展，我们又找到了多种类似的标准烛光天体。）有了这一理论武器之后，遥远天体的距离测定问题就有了解决的希望。哈勃首次测出仙女座星系的距离
1917年，位于威尔逊山顶上的胡克望远镜落成并开始观测，其口径为2.54米。它取代了当年的“利维坦”，成为当时世界上最大的望远镜。两年后，对螺旋深空天体的性质怀有极强好奇心的天文学家哈勃（Edwin Hubble）入职威尔逊山天文台，开始重新逐个观察这类目标。当时，人们关于螺旋星云的性质，到底是银河系中的恒星还是宇宙中独立的星星岛屿争论已久，但余热未消，这座天文台里的绝大部分专家也还都倾向于宇宙岛屿的观点。
哈勃对此持中立态度，为了弄个究竟，他把兴趣点放在了对这类天体中的新星现象的观测上。哈勃与他的助手修梅森（Milton Humason）一起制订了一个研究计划，他们用一切可能的时间去观测这些天体并进行归类记录，寻找其中的闪光现象以及任何异样的变化。
在20世纪20年代的前半叶，哈勃和修梅森观测了许多螺旋状天体，其中包括著名的“仙女座大星云”，即 M31。在1923年10月6日的照相底片上，哈勃关注了M31 的图像中三个先前被发现过有新星的位置：其中一个位于 M31 的外缘，另一个靠近中心部分，还有一个位于前两者之间。观察的结果出乎预料：第四颗“新星”出现了。而比这更令人惊讶的事实是，根据哈勃自己的数据记录，这第四颗“新星”的位置与先前的第一颗一模一样，也就是说它们是同一颗星。
为什么说这令人惊讶呢？是因为通常的新星暗下去后，要想再次“爆发”（即增亮）往往需要不止千年的时间，而即便是新近知道的“复发”最快的例子——蛇夫座 RS（其增亮机制为：一颗白矮星不断地从一颗红巨星那里吸收质量），也需要几十年才能再次增亮。而哈勃发现的这颗“新星”亮度达到最大值时，离它上次达到最亮仅有31天的时间！
哈勃兴奋地意识到，如此之短的间隔，只能说明这颗星根本就不是天文学意义上的“新星”，而是一颗变星！他提笔在底片上划去了表示“新星”意思的字母 N，写上了一个“VAR！”而且，这颗变星恰好就属于勒维特在十年之前划定的造父型的变星，而不是其他类型的变星。
由于哈勃已经掌握这颗变星的变光周期，他立刻运用 Carnegie Observatories勒维特的成果，推算出了这颗星自身的发光能力。当然除勒维特以外，胡克望远镜也功不可没，其巨大的口径让哈勃能够精确测定这颗星的“视星等”（即地球上看到它的亮度）的最亮值，并由此推算出这颗星的准确距离。还记得吗？
对任何发光的东西都是如此：如果已知它本身的真实亮度，又能测出它呈现给你的亮度，就可以通过一个很简单的算术关系推断它的距离——亮度的减弱与距离的平方成反比关系。（举例来说，当物体距离是原来两倍时，其呈现的亮度就是原来的1/4；如果距离是参考单位的10倍，则呈现的亮度就只有参考亮度的1/100。）哈勃根据观测事实得出了他的结论：M 31不仅独立于银河系之外，而且离银河系有接近一百万光年的距离。
这也是人类第一次尝试准确估计银河系外的天体距离！后来的研究者发现，实际上造父变星还可以分为两类：一是勒维特发现周光关系时的那种，二是哈勃从M31中观察到的那种。
由于当时哈勃不可能知道这种区别的存在，他估计的M31距离也比当前认定的短了一半还多。将两类造父变星的区别加以考虑之后，可把这个距离修正为220万光年。当然，这个结果毫不否定哈勃的观测及其所得数据的品质之高。总结：宇宙图景从哈勃开始
当然，哈勃并未在M31这个目标上止步。当他认识到他可以通过观测螺旋状天体内的造父变星去推断这些螺旋状天体的距离之后，他决定尽自己所能去最大范围地寻找和测量这类星星。在接下去的十年里，他精确测定了超过20个螺旋状“星云”的距离，并由此发现它们全都处于银河系之外，而且全都比M31离我们更远！
这些发现令哈勃名垂天文史。他似乎在转瞬之间就完全平息了那场大辩论的余波，证明了螺旋状的深空天体根本不是什么正在形成中的单颗恒星，而是外观和大小都跟银河系差不多的，含有很多恒星的一个个“宇宙岛”。但是哈勃的成就还不止这些，他还戏剧性地改写了人类心目中的宇宙图景，而且他所给出的情景是大家以前从未敢于设想的，也就是我们后来知道的宇宙在膨胀！
