在上文中，我們介紹了以方位角的視差來推算星體距離的方法，因為它利用了三角學的原理，所以叫作三角視差法。

除了三角視差法之外，還有一種利用星光的目視光度和絕對光度的視差來計算距離的方法，叫作光度視差法。

衡量星體亮度的尺度有兩種：一是視星等，二是絕對星等。星等越小的，亮度越高。例如天狼星的視星等是 -1.5，絕對星等是 0.7；獵戶座α星的視星等是 0.5，絕對星等 -5.6。這代表：看起來，天狼星比獵戶座α星亮一些；實際上，獵戶座α星比天狼星亮很多。

我們都知道，光源越遠，看起來就越暗。如果我們在晚上，找到一個漆黑的曠野，在不同的地方放上一個個 100 燭光的燈泡。我們可以因為測量出這些燈泡的亮度，而計算出每個燈泡的距離。

但是，如果我們事先不確定那些燈泡是多少燭光的，那麼也就沒有辦法知道那些燈泡的距離了。因為那些比較暗的燈泡，可能是比較遠，也可能是燭光比較小；反過來說，那些比較亮的燈泡，可能是比較近，也可能是獨光比較大。

很可惜的，我們既不知道星星的絕對星等，又不知道它們的距離，那又要怎麼辦呢？

幸好，有些星星的絕對亮度，有其他的方法可以確定。造父變星是其中的代表。所以，光度視差法中，最常見的就是造父視差法。

所謂變星，是指亮度會改變的星星。可以分作好幾類，其中最典型的，就是造父變星 Cepheid Variable。

這類變星的特色是，每顆星的明暗都有一定的周期，周期越長的，平均絕對星等就越大，換句話說，這顆星的絕對亮度就越暗。（如下圖所示）

第一顆被發現的這類恆星是仙王座δ星，中文名造父一，所以這類變星就叫作造父變星。

造父變星光變周期和亮度的關係是 1912 年發現的。美國女天文學家勒維特 Henrietta Swan Leavitt 觀察小麥哲倫雲內的 25 顆造父變星，得到這個結論。

由於小麥哲倫雲是銀河系的一個衛星星系，距離我們有 25 萬光年。在這個星系之內，雖然每顆造父變星的位置不同，但和這個遙遠的距離比較來，可以視為同距。

這就如同我們有 25 位住在高雄的朋友，有人住前金區，有人住新興區，有人住苓雅區，諸如此類。但是，對我們住在台北的人來說，他們的家可以說是一樣的遠。

在這樣的假設下，勒維特發現了造父變星光變周期和星等成正比，也就是和亮度成反比。

這麼一來，對於我們測量遠方星系的距離，就提供了很好的工具。我們可以從造父變星的光變周期算出它的絕對星等，然後拿來和它的視星等比較二者的差異，就可以知道它的距離了。既然知道一顆造父星的距離，也就知道它所在星系的距離了。

就像我們只要知道任何一位朋友家的距離，就知道台北到高雄的距離了，而且誤差不會太大。

這個工具稱為「標準燭光」standard candle，有時稱為「量天尺」。

如何找到「標準燭光」，是天文學中的大事。《宇宙的寂寞心靈》（遠流出版）這本書，介紹了自哈伯以來全球科學家對宇宙的探索，內容非常豐富。然而，它從頭到尾都是以尋找「標準燭光」這件事來作為貫穿全書的主軸。那麼，「標準燭光」有多麼重要，也就不言而喻了。

談到哈伯，自然免不了談紅移。而測量星體距離的紅移法，正是下一篇要談的主題。

（待續）