[转]如何制造天文数字——天体距离的测量

卢平α

如何制造天文数字——天体距离的测量
(BY 柯南 引用地址： http://www.xici.net/b651165/d41076888.htm  三思科学)

人们常常用“天文数字”来形容数字的巨大，事实也确实如此：日－地距离是149597870千米，仙女座星系距离我们236万光年，整个宇宙的尺度大约是15000000000光年(大约合9460800000000000米）。这些硕大无朋的数字是什么得出的？天文学家用的是什么尺子？

从窗口望去我可以判断大街上的行人距离我多远，这依靠的是周围的参照物和生活常识，要测量旗杆的高度可以把它放倒然后用尺子量。然而对于天文学家来说，这些方法全都是遥不可及——的确是遥不可及，天文学家的工作就是研究那些遥不可及的天体。那么，天文学家是如何测量距离的呢？

　　从地球出发
　　
首先来说说视差。什么是视差呢？视差就是观测者在两个不同位置看到同一天体的方向之差。我们来做个简单的实验：伸出你的右手拇指，交替闭合和睁开双眼，你会发现拇指向对于背景左右移动。这就是视差。在工程上人们常用三角视差法测量距离。如图，如果我们测量出∠α、∠β和两角夹边a（称作基线），那么这个三角形就可以被完全确定。



天体的测量也可以用三角视差法。它的关键是找到合适的边长a——因为天体的距离通常是很大的——以及精确测量角度。

我们知道，地球绕太阳作周年运动，这恰巧满足了三角视差法的条件：较长的基线和两个不同的观测位置。试想地球在轨道的这一侧和另一侧，观测者可以察觉到恒星方向的变化——也就是恒星对日－地距离的张角θ（如图）。图中所示的是周年视差的定义。通过简单的三角学关系可以得出：r=a/sinθ




由于恒星的周年视差通常小于1°，所以(使用弧度制)sinθ≈θ。如果我们用角秒表示恒星的周年视差的话，那么恒星的距离r=206265a/θ。通常，天文学家把日－地距离a称作一个天文单位（A.U.）。只要测量出恒星的周年视差，那么它们的距离也就确定了。当然，周年视差不一定好测。第谷一辈子也没有观测的恒星的周年视差——那是受当时的观测条件的限制。

天文单位其实是很小的距离，于是天文学家又提出了秒差距（pc）的概念。也就是说，如果恒星的周年视差是1角秒（1/3600秒），那么它就距离我们1秒差距。很显然，1秒差距大约就是206265天文单位。

遗憾的是，我们不可能把周年视差观测的相当精确。现代天文学使用三角视差法大约可以精确的测量几百秒差距内的天体，再远，就只好望洋兴叹了。

　　星等的关系



星等是表示天体相对亮度的数值。我们直接观测到的星等称为视星等，如果把恒星统一放到10秒差距的地方，这时我们测量到的视星等就叫做绝对星等。视星等（m）和绝对星等（M）有一个简单的关系：5lgr=m-M＋5

这就意味着，如果我们能够知道一颗恒星的视星等（m）和绝对星等（M），那么我们就可以计算出它的距离（r）。不消说，视星等很好测量，那么绝对星等呢？很幸运，通过对恒星光谱的分析我们可以得出该恒星的绝对星等。这样一来，距离就测出来了。通常这被称作分光视差法。

绝对星等是很有用的。天文学家通常有很多方法来确定绝对星等。比如主星序重叠法。如果我们认为所有的主序星都具有相同的性质。那么相同光谱型的恒星就有相同的绝对星等。如果对照太阳附近恒星的赫罗图，我们就可以求出遥远恒星的绝对星等，进而求出距离。

造父变星是一种性质非常奇特的恒星。所谓变星是指光度周期性变化的恒星。造父变星的独特之处就在于它的光变周期和绝对星等有一个特定的关系（称为周光关系）。通过观测光变周期就可以得出造父变星的绝对星等。有了绝对星等，一切也就好说了。

造父变星有两种：经典造父变星和室女座W型造父变星，它们有不同的周光关系。天琴座的RR型变星也具有特定的周光关系，因此也可以用来测定距离。这种使用变星测距的方法大致可以测量108秒差距的恒星。




　向红端移动



人们观测到，更加遥远的恒星的光谱都有红移的现象，也就是说，恒星的光谱整个向红端移动。造成这种现象的原因是：遥远的恒星正在快速的离开我们。根据多普勒效应可以知道，离我们而去的物体发出的光的频率会变低。1929年，哈勃(Hubble,E.P.)提出了著名的哈勃定律，即河外星系的视向退行速度和距离成正比：v=HD。这样，通过红移量我们可以知道星体的推行速度，如果哈勃常数H确定，那么距离也就确定了（事实上，哈勃太空望远镜的一项主要任务就是确定哈勃常数H）。

这样，我们就可以测量到这个可观测宇宙的边缘了。

　　回到地球

不过还是有一个问题，这种天文学的测量如同一级一级的金字塔，那么金字塔的地基——天文单位到底是多少呢？如果测量不出天文单位，其他的测量就都成了空中楼阁。

天文单位的确是天文测量的基石。20世纪60年代以前，天文单位也是用三角测量法测出的，在这之后，科学家使用雷达测量日－地距离。雷达回波可以很准确的告诉我们太阳里我们有多远，这样一来，天文学家就可以大胆的测量遥远的星辰了。

holdy

很专业的知识啊！ 学习了！

夜猫子

好贴子啊，图文并茂！

Debug

非常不错，只是前提需要非常精密的仪器！！！！

H2SamHon

楼主有造父变星的资料吗？
要距离和波长的红移数据。
远近都要。

先谢谢了！
拜托。

卢平α

造父变星（Cepheid variable stars）
造父变星是变星的一种，它的光变周期（即亮度变化一周的时间）与它的光度成正比，因此可用于测量星际和星系际的距离。大多数这类变星在光度极大时为F型星（中等温度的热星）；在光度极小时为G型星（像太阳那样比较冷的星）。典型星是仙王座δ。1784年约翰-古德利发现了它的光变现象，1912年哈佛天文台的勒维特发现了上述造父变星的周期-光度关系。
造父变星现被分为两种性质不同的类型：1、经典造父变星，其周期-光度关系很明显，具有1.5天到长达50天的光变周期，是比较年轻的恒星，大多见于星系的旋臂，属于星族Ⅰ。2、为短周期造父变星，又称星团变星或天琴座RR型变星，光变周期短于一天，光变周期和光度之间没有明显的关系。由于天琴座RR型变星的绝对星等是相同的，因而也可用它们作为距离的指示天体。短周期造父变星属于星族Ⅱ，是年老的恒星，位于银河系的银核和银晕中。经典造父变星的绝对星等可根据它们的光变周期估出，一旦知道绝对星等，变星的距离便可从绝对星等和视星等（可直接测得）算出。
仙王座δ星最亮时为3.7星等，最暗时只有4.4星等，这种变化很有规律，周期为5天8小时47分28秒。这称作光变周期。这类星的光变周期有长有短，但大多在1至50天之间，而且以5至6天为最多。由于我国古代将“仙王座δ”称作“造父一”，所以天文学家便把此类星都叫做造父变星。人们熟悉的北极星也是一颗造父变星。科学家们经过研究发现，这些变星的亮度变化与它们变化的周期存在着一种确定的关系，光变周期越长，亮度变化越大。人们把这叫做周光关系，并得到了周光关系曲线。以后在测量不知距离的星团、星系时，只要能观测到其中的造父变星，利用周光关系就可以将星团、星系的距离确定出来。因此，造父变星被人们誉为“量天尺”。

也可参考:http://samuel.lamost.org/basic/dict/baike/twdbk28695.html

H2SamHon

原帖由 卢平α 于 2007-5-12 21:08 发表
造父变星（Cepheid variable stars）
造父变星是变星的一种，它的光变周期（即亮度变化一周的时间）与它的光度成正比，因此可用于测量星际和星系际的距离。大多数这类变星在光度极大时为F型星（中等温度的热星） ...

楼主误会了。
我是想找一些造父变星的数据资料。
主要是距离和红移量的关系。

可是不知要到哪里找。
能帮个忙吗？

再次先谢谢了！
拜托。

鲁冰

好帖！好帖！

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顶

maxuanyu

都是高手！！！！相当不错！有学到东西了！！！

maxuanyu

好东西！！又学到东西了！！！！！