乐贝特从1893年开始，在哈弗大学天文台工作。

在那个年代，女性不被允许亲手操作望远镜。

她的工作，主要是检查男性同行们拍摄的天文底片。

乐贝特的主要工作之一，是建立所谓的‘北极星序’及精确测量【北极星】附近的恒星的【视星等】，做为其他亮度恒星的测量精准。

所谓【视星等】，就是地球上的观测者看到的天体的亮度。

【星等】的概念最早来自古希腊天文学家，西帕·恰斯。

他将天上的恒星分为6个等级，1等星最亮，6等星最暗。

现代天文学测定了星等和亮度的关系。

天体的【星等】没减少1等，亮度就提高2.5倍，1等星比6等星亮100倍。

人类肉眼能看到了最暗的恒星差不多是6等星。

银河系中还有许多的恒星非常暗淡，必须用望远镜才能观察到，它们的【视星等】就会高于6等。

另外，【1等星】也不是最亮的恒星。

【织女星】的视星等大约是【0等】。

而太阳的目视亮度更是高达【-26.7等】。

读者在这里就能发现，【视星等】并不能反应恒星的发光能力。

恒星即使发光能力超强，如果它的距离遥远，也会显得非常暗淡。

用数学的语言说，恒星的【视亮度】反比于它距离的平方。

天文学家因此引进了【绝对星等】的概念，来描述恒星的发光能力。

如果能够确定恒星的距离，天文学家就可以直接计算恒星的【绝对星等】。

在进行恒星亮度测定的同时，乐贝特也为哈弗天文台的威廉·亨利·皮克林工作。检查天文底片上数以千计的【变星】。

所谓【变星】，就是亮度随时间变化的恒星，乐贝特对这些恒星中一类被称作【造父变星】的天体尤其感兴趣。

这些天体中文名为【造父2】。

【造父变星】的亮度有明显的周期变化，乐贝特选择了【麦哲星云】的底片来研究。

【大小麦哲伦星云】是【银河系】的两个【半星系】，质量比银河系小的多。

在南半球的夜空中，这两个小星云是【天穹】上最引人注目的天象。

20世纪初，人们不知道这两个星云的确切距离，但可以确定的是，这两个星云都是由恒星构成的独立系统，只是远不如银河系巨大。

研究【麦哲伦星云】的变量有一个好处，不同变量的距离，远小于它们到达地球的距离。

换句话说，从地球上观测者的角度来看，所有【麦哲伦星云】的恒星几乎都位于同一距离处。

1912年，乐贝特报告了【小麦哲伦星云】中25颗【造父变星】的星等和光变周期测量。

她将这些变星的星等和亮度变化的周期画在一张图上，人人都可以看到【造父变星】星等和亮度变化的周期呈现出非常紧密的关系。

一颗【造父变星】的周期越长，它的视星等也就越亮，这被称作【周光关系】。

因为同在【小麦哲伦云】中，【造父变星】的【距地距离】几乎一样。

打个比方，1毫米在1米外几乎看不出。1亿光年长度的距离在1000亿光年外看，其实类似。

所以它们的【视星等】差别就完全反应了【绝对星等】的差别。

换句话说，【造父变星】的周期和它们的绝对发光能力也应该有非常紧密的关系。

天文界很快意识到，乐贝特实际提供了一把测量天文距离的尺子，像【造父变星】这样的天体，现在被称作【标准烛光】。

它们就好像一些标准的灯泡，观测者，只需要研究它们的光度变化就可以确定它们的绝对星等。

只要比较【绝对星等】和【视星等】的差别，观测者就可以精确的确定【造父变星】的距离。

美国天文学家，哈罗·沙普利，很快将这把尺子用于测量【球状星团】的距离。

所谓球状星团是指天空中一些密集的恒星集团。

这些星团中的恒星从数万颗到数百万颗不等，形态为球状。

沙普利认为，这些球状星团应该在银河系的各个角落都存在，可以做为银河系存在形态的参考坐标。

如果可以测量出每一个【球状星团】距离地球的位置，人们就可以知道银河系的大小和形状。

沙普利要做的第一步就是在球状星团中尽可能的寻找【造父变星】，一旦找到【造父变星】

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，球状
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