恒星世界(黎鹏宇).doc

第四章 恒星世界 第一节恒星的一般性质 一、恒星的距离 在历史上，恒星的距离是天文学所遇到的最重要和最“棘手”的问题之一。为了测量地面上的远方目标，人们发现了“三角视差法。此方法的几何原理是：测量远方的目标O，首先在地面上画一条直线作为“基线”，度量其长度，设基线两端为A和B。然后把测量仪器置于A端，测量∠OAB；再置于B端，测量∠OBA，这样得到一个三角形。从O点引一直线与基线垂直至D，OD线就是到达目标的距离，所得到的∠AOB叫“视差角”，视差角越小，距离越远，这就是“三角视差法。除了太阳以外，所有的恒星的视差角没有一个达到1″的。 为了得到尽量大的视差角，就需要加长基线，于是人们想到了地球绕太阳公转的轨道。人们开始使用相隔半年、先后2次观测同一颗恒星的方法测量视差角，并计算恒星的距离，这叫“周年视差法”。注意：这里的“视差角”用希腊字母π表示，这个π不是圆周率的那个π。天文学家还定义，当周年视差角π=1″，所对应的该天体距离叫做“1秒差距”（“秒差距”是长度单位，1秒差距≈3.26光年≈3.08×1013千米）。 三角函数：距离r=a（天文单位）/sinπ。但是，π值太小了，可以用弧度代替正弦，π= sinπ，于是r=a/π，但是这样计算出的r值单位是弧度，1弧度=206265″，因此：r=206265×（a/π）。 二、恒星的亮度、星等与光度 在现在天文学中使用了“望远镜加光电探测器”系统来探测星的亮度大小：光度大，电流也大，从电流表的指针与刻度上可以读出星的亮度来。这与人眼的工作原理是相同的。 在历史上，由于恒星的亮度各不相同，古代的天文学家们们根据星亮度划分了星“等级”，产生了恒星“星等”的概念。所有后来给恒星划分星等的工作都沿袭了伊巴谷和托勒密最初使用的方法“恒星的星等值越大，星就越暗，而比1等星更亮的太阳、行星、月亮等的星等值就只能用0和负值来表示了。到了19世纪，天文学家们发现，从1等星到点等星之间，亮度相差了大约100倍。因为1到6之间有5个间隔，而=2.512，所以，任意2颗星等相差1个等级的恒星，星等值大的要比星等值小的暗2.512倍。 今天，通过放在地面的现代大型光学望远镜，可以观测到25等以上的暗星；而哈勃太空望远镜因为是在地球大气层之外进行观测，它的可观测极限星等超过了28等。 恒星的亮度与星等的数学关系可以表示为： m=-2.5lgE(m：视星等 E：视亮度) 即E=，0等星的亮度为亮度单位l 当m=0时，E=1；m=1,E==0.398 以上讲的是恒星的“视亮度”“视星等”，还不是“真亮度”和“绝对星等”。 在考虑了距离因素以后，天文学家又制定了“绝对星等”系统，这个系统把所有的恒星都放在一个“标准距离”上考虑，这一距离是10秒差距或32.6光年（10秒差距=32.6光年） 按照这个规定，可以用下列公式计算恒星的绝对星等，也可以利用公式计算距离。 M= m+5-5lgr（M：绝对星等 m：视星等 r：距离 用秒差距表示） 三、恒星的温度和颜色 我们在夜空中可以看到无数的繁星，如果没有没有灯光、月光和浮红的干扰，仔细观察那些比较亮的星星就会发现：恒星有不同的颜色，有的红、有的黄、有的蓝。这是由于它们的温度和光谱型的不同。 光的本质是电磁波。如果以波长从长到短的顺序排列，电磁波中包括了无线电波、远红外线、红外线、可见光、紫外线、远紫外线、X射线、γ射线等。它们之间最重要区别在于波长的不同，由此又造成了它们各自性质的大小不同。在可见光中，红光波长最长，紫光波长最短。波长较短的光有较高的频率，因为光子能量与频率成正比，所以其光子能量也较高。按照物理学中的“维恩位移定律”，假定发光体属于“黑体”，该发光体的温度越高，其光强最大值处所在的波长就越短（频率越高）。所谓“黑体”，是指不会反射任何波长的光，而只发射连续波长的光的理想物体。一般地，恒星都被近似地视为黑体，因此，恒星所呈现出的不同颜色，代表了它们表面所处的不同温度。我们的太阳就属于黄色的恒星。 用目视的方法来观察恒星的颜色，存在一个很大的问题，就是不同的人观察时会有不可避免的主观随意性，结果也会不相同。照相术发明之后，很快被用于天文观察。但照相底片对不同波长光的灵敏度与人眼有很大的不同，而且它不能直接分辨出光的颜色。 四、恒星的大小与质量 1、恒星的大小 计算恒星光度的公式：L=4πR2σT4[其中L是恒星的光度，π是圆周率，R是恒星的半径，T是恒星表面表面温度，σ是波尔兹曼常数，σ=5.67032×10-8J/（m2.K4.s） ——苏州中学天文爱好者学习材料—— - 7 -