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什么叫定位星_变星定位法

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什么是变星

变星

开放分类: 自然科学、天文、恒星、天体

目录

• 概述

• 详细介绍

• 物理变星

• 食变星

• 脉动变星

• 新星

• 超新星

概述

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最有名的超新星

变星是指亮度有起伏变化的恒星。引起恒星亮度变化的原因有几何的原因(如交食,屏遮)和物理的原因(如脉动,爆发)以及两者都兼有(如交食加上两星间的质量交流)。一些恒星在光学波段的物理条件和光学波段以外的电磁辐射有变化,这种恒星现在也称变星。变星命名法由阿格兰德于1844年创立,每一星座内的变星,按发现的先后,在星座后用R—Z记名。按照亮度和光谱变化的不同,现在把变星分为几何变星、脉动变星和爆发变星三大类。在三个大类以下,又可再分为若干次型。脉动变星和爆发变星是物理变星,都属于不稳定恒星。

详细介绍

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变星(variable star)

由于内在的物理原因或外界的几何原因而发生亮度变化的恒星。有些恒星虽然亮度没有变化,但其他物理性质有变化的或光学波段以外的电磁辐射有变化的也归入变星之列 ,如光谱变星、磁变星、红外变星、X射线新星等。

有些恒星的亮度变化肉眼就能发现,但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现 。照相测光和光电测光技术的应用,使变星数目迅猛增加,1985年开始陆续出版的第 4 版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的 28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息,不仅为发现变星,也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中,做过光谱观测的仅占25%左右。

少数变星在发现亮度变化前已经定名,仍继续延用,此外,绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ,即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座,按变星发现的顺序,从字母R开始 ,一直到Z,然后用两个字母 ,从RR,RS起到ZZ,再用前面的字母AA,AB,……,一直到QZ,其中字母J完全不用,从第335个起,用V335,V336,……,加上星座名。

变星按其光变原因,可以分成内因变星和外因变星。前者的光变是光度的真实变化,光谱和半径也在变,又称物理变星;而后者的光度、光谱和半径不变,它们是双星,光变的原因是由于轨道运动中子星的相互掩食(称食双星或食变星)或椭球效应,外因变星又称为几何变星或光学变星。内因变星占变星总数的80%,又可分为脉动和爆发性质迥异的两大类。脉动变星占内因变星的90%,光变是由星体脉动引起的;爆发变星的光变是由一次或多次周期性爆发引起的。脉动变星和爆发变星又可以分成若干次型。变星的分类法随着人们认识的不断深化而逐渐改变,近年来发现越来越多的双星不仅是几何变星,也是物理变星。

变星种类繁多,涉及恒星演化的各个阶段,变星的研究必然促进恒星理论的发展;食变星为确定恒星的质量、大小等物理量提供了难得的机会;造父变星的周光关系为宇宙尺度提供了基本校准,新星、超新星的极大亮度可作为粗略的距离指针;变星分属于中介星族Ⅰ、旋臂星族、盘星族、中介星族Ⅱ和晕星族(见星族)五种不同空间结构次系,对银河系结构和动力学的研究也有重要意义。

物理变星

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物理变星是指由本身物理原因(例如,由于辐射出来的总能量发生了变化)而引起亮度变化的恒星,这类恒星是不稳定恒星。在已发现的两万多颗变星中,大部分都是物理变星。亮度的变化是这类变星的重要特征,这可能是由于存在周期性脉动,不规则性的迸发,或者是发生巨大的毁灭性的爆炸等原因引起的。因此,物理变星又可分为许多类型。其中大多数为脉动变星,爆发变星。由于这类变星对科学研究具有特别重要的意义,而且研究它们困难很大,因此,格外引起科学工作者们的重视。

食变星

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有不少恒星,亮度会随时间变化,它们被称为变星,古代人把变星称为“客星”。变星光变的原因,一种是双星的两颗子星相互掩食,称为食变星(即食双星)。

∈潮湫堑囊桓鲎钣忻�睦�邮?a target=_blank href=/view/1024552.htm英仙星座的大陵五星。它的光变在300多年前已经被发现。它离开我们106光年,光变周期等于2.9天。食变星的光变周期,也就是伴星绕主星转动的轨道周期。

在更多的情况下,变星的光变是出于内在原因,称为内因变星。内因变星,又可按光变的性质分为脉动变星和新星、超新星等。

脉动变星

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脉动变星使星体程度不同地发生有节奏的大规模运动的恒星。这种运动最简单的形式是半径周期性地增大和缩小。在半径变化的同时,光度、温度等也随之发生变化。

脉动变星有很多类型,最典型的一类是造父变星,其代表是仙王星座中的造父一星。这颗变星的光变周期是5.4天,最亮时亮度为3.6等,最暗时亮度为4.3等。

新星

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新星是亮度在短时间内(几小时至几天)突然剧增,然后缓慢减弱的一类变星,星等增加的幅度多数在9等到14等之间。由于新星在发亮之前一般都很暗,甚至用大望远镜也看不到,而一旦发亮后,有的用肉眼就能看到,因此在历史上被称为"新星"。

实际上,新星不是新产生的恒星。现在一般认为,新星产生在双星系统中。这个双星系统中的一颗子星是体积很小、密度很大的矮星(可以认为是白矮星),另一颗则是巨星(参看恒星的物理特征和死亡的恒星)。两颗子星相距很近,巨星的物质受到白矮星的吸引,向白矮星流去。这些物质的主要成分是氢。落进白矮星的氢使得白矮星"死灰复燃",在其外层发生核反应(参看恒星),从而使白矮星外层爆发,成为新星。

新星爆发以后,所产生的气壳被抛出。气壳不断膨胀,半径增大,密度减弱,最后消散在恒星际空间中。随着气壳的膨胀和消散,新星的亮度也就缓慢减弱了下去。

超新星

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超新星是爆发规模更大的变星,亮度的增幅为新星的数百至数千倍(相当于再增加6至9个星等),抛出的气壳速度可超过1万千米。超新星是恒星所能经历的规模最大的灾难性爆发。

超新星爆发的形式有两种。一种是质量与太阳差不多的恒星,是双星系统的成员,并且是一颗白矮星(参看死亡的恒星)。这类爆发与新星的差别是核反应发生在核心,整个星体炸毁,变成气体扩散到恒星际空间。

还有一种超新星,原来的质量比太阳大很多倍,不一定是双星系统成员。这类大质量恒星在核反应的最后阶段会发生灾难性的爆发,大部分物质成气壳抛出,但中心附近的物质留下来,变成一颗中子星。

在宇宙中如何定位

……你是问人为的标识方法呢?还是如何确定天体在宇宙中的位置?

一般人们用三维极坐标来标注天体,以地球作为中心,通过3个方向的角度就可以确定,而在观察和指示时只需要在指定星座中根据图表找到参照物,找到天体的位置,并根据资料得知有多远就行了

如果是后面的问题,那么很简单,首先方向是可以直接或间接观测的,只要利用红移现象和造父变星测量出距离即可

关于你补充的问题,我想说事实上星星的确在宇宙中乱飘,很多天体具有不同方向的动量,也就在不断地向一个方向跑去,快的恒星具有将近每秒600多千米的速度,但是这和光速相比还是差的太远,而星星离我们都是十分遥远的,就算每秒跑几百千米,在几千年甚至几万年内我们看上去星星在天空中的位置都是不变的,因为宇宙对于星星来说实在太大,所以虽然星星都在乱飘,对我们来说还是具有其自身的位置。

变星的变星命名法

变星命名是指命名变星的方法与规则。

变星命名采用与拜耳命名法相同的方法,使用拉丁字母和所在星座名称结合来命名。(请参考星座) 在19世纪初期,只有少量的变星被发现,所以似乎只要使用几个字母就足够了,并且为了避免与拜耳命名法混淆,所以从极少用到的拉丁字母R开始。这个命名的系统方法是由阿格兰德发展出来的。有充份理由相信阿吉兰德选择由字母R开始,是因为在法文的rot和德文的rouge的字意都是红色,而当时所知道的变星也几乎都是红色的,但是阿吉兰德自己在1855年的声明却反驳此一说法。

在1836年,只有巨蛇座使用到字母S,但摄影术的出现使变星的数量快速的增加,拜耳所规划的字母很快的就被用尽,要继续命名就产生困难了。1881年,哈特威将单字母扩充为双字母,但仍只用R至Z这9个字母来组合,1907年才扩充至AA至QZ。到了1930年,双字母的组合也用尽了,这才推出了数字的命名法。 现行的命名规则如下:

1、已经在拜耳命名法命名过的变星,不再重新命名。

2、其他的变星,先由字母R至Z依序命名。

3、接续采用双子母RR……RZ,然后是SS……SZ,TT……TZ,直到ZZ。

4、然后使用AA……AZ,BB……BZ,CC……CZ,一直下去直到QZ,但省略掉字母J不用(无论第一个或第二个都省略)

5、使用字母可以排序到第334颗变星,之后改用母V和数字的结合,依序为V335、V336,可以无限制的排序下去。

例如:北冕座 R、鲸鱼座YZ和天鹰座V603。

特别要提醒注意的是第二个字母,在字母的排序上不能在第一个字母的前面,也就是说不可以有BA、CA、CB、DA等的组合。

变星命名法由阿格兰德于1844年创立,每一星座内的变星,按发现的时间顺序,用拉丁字母R、S、T、U、V、W、X、Y、Z记名。

少数变星在发现亮度变化前已经定名,仍继续延用,此外,绝大多数变星都按国际通用的命名法命名 ,即用拉丁字母加上星座名作为变星的名字。对每一个星座,按变星发现的顺序,从字母R开始 ,一直到Z,然后用两个字母 ,从RR,RS起到ZZ,再用前面的字母AA,AB……一直到QZ,其中字母J完全不用,从第335个起,用V335,V336……加上星座所有格。

有些恒星的亮度变化肉眼就能发现,但大多数变星必须用一定的仪器、一定的观测技术才能发现 。照相测光和光电测光技术的应用,使变星数目迅猛增加,1985年开始陆续出版的第 4 版《变星总表》已收集了到1982年为止发现和命名的 28450颗变星和变光体。分光技术提供了变星物理性质的重要信息,不仅为发现变星,也为研究变化的原因提供了条件。但在已知变星中,做过光谱观测的仅占25%左右。

20光年是怎么测得的?

可以参考这个:

1.罗默的卫星蚀法

光速的测量,首先在天文学上获得成功,这是因为宇宙广阔的空间提供了测量光速所需要的足够大的距离.早在1676年丹麦天文学家罗默(1644— 1710)首先测量了光速.由于任何周期性的变化过程都可当作时钟,他成功地找到了离观察者非常遥远而相当准确的“时钟”,罗默在观察时所用的是木星每隔一定周期所出现的一次卫星蚀.他在观察时注意到:连续两次卫星蚀相隔的时间,当地球背离木星运动时,要比地球迎向木星运动时要长一些,他用光的传播速度是有限的来解释这个现象.光从木星发出(实际上是木星的卫星发出),当地球离开木星运动时,光必须追上地球,因而从地面上观察木星的两次卫星蚀相隔的时间,要比实际相隔的时间长一些;当地球迎向木星运动时,这个时间就短一些.因为卫星绕木星的周期不大(约为1.75天),所以上述时间差数,在最合适的时间(上图中地球运行到轨道上的A和A’两点时)不致超过15秒(地球的公转轨道速度约为30千米/秒).因此,为了取得可靠的结果,当时的观察曾在整年中连续地进行.罗默通过观察从卫星蚀的时间变化和地球轨道直径求出了光速.由于当时只知道地球轨道半径的近似值,故求出的光速只有214300km/s.这个光速值尽管离光速的准确值相差甚远,但它却是测定光速历史上的第一个记录.后来人们用照相方法测量木星卫星蚀的时间,并在地球轨道半径测量准确度提高后,用罗默法求得的光速为299840±60km/s.

2.布莱德雷的光行差法

1728年,英国天文学家布莱德雷(1693—1762)采用恒星的光行差法,再一次得出光速是一有限的物理量.布莱德雷在地球上观察恒星时,发现恒星的视位置在不断地变化,在一年之内,所有恒星似乎都在天顶上绕着半长轴相等的椭圆运行了一周.他认为这种现象的产生是由于恒星发出的光传到地面时需要一定的时间,而在此时间内,地球已因公转而发生了位置的变化.他由此测得光速为:

C=299930千米/秒

这一数值与实际值比较接近.

以上仅是利用天文学的现象和观察数值对光速的测定,而在实验室内限于当时的条件,测定光速尚不能实现.

二、光速测定的大地测量方法

光速的测定包含着对光所通过的距离和所需时间的量度,由于光速很大,所以必须测量一个很长的距离和一个很短的时间,大地测量法就是围绕着如何准确测定距离和时间而设计的各种方法.

1.伽利略测定光速的方法

物理学发展史上,最早提出测量光速的是意大利物理学家伽利略.1607年在他的实验中,让相距甚远的两个观察者,各执一盏能遮闭的灯,如图所示:观察者A打开灯光,经过一定时间后,光到达观察者B,B立即打开自己的灯光,过了某一时间后,此信号回到A,于是A可以记下从他自己开灯的一瞬间,到信号从B返回到A的一瞬间所经过的时间间隔t.若两观察者的距离为S,则光的速度为

c=2s/t

因为光速很大,加之观察者还要有一定的反应时间,所以伽利略的尝试没有成功.如果用反射镜来代替B,那么情况有所改善,这样就可以避免观察者所引入的误差.这种测量原理长远地保留在后来的一切测定光速的实验方法之中.甚至在现代测定光速的实验中仍然采用.但在信号接收上和时间测量上,要采用可靠的方法.使用这些方法甚至能在不太长的距离上测定光速,并达到足够高的精确度.

2.旋转齿轮法

用实验方法测定光速首先是在1849年由斐索实验.他用定期遮断光线的方法(旋转齿轮法)进行自动记录.实验示意图如下.从光源s发出的光经会聚透镜L1射到半镀银的镜面A,由此反射后在齿轮W的齿a和a’之间的空隙内会聚,再经透镜L2和L3而达到反射镜M,然后再反射回来.又通过半镀镜A由 L4集聚后射入观察者的眼睛E.如使齿轮转动,那么在光达到M镜后再反射回来时所经过的时间△t内,齿轮将转过一个角度.如果这时a与a’之间的空隙为齿 a(或a’)所占据,则反射回来的光将被遮断,因而观察者将看不到光.但如齿轮转到这样一个角度,使由M镜反射回来的光从另一齿间空隙通过,那么观察者会重新看到光,当齿轮转动得更快,反射光又被另一个齿遮断时,光又消失.这样,当齿轮转速由零而逐渐加快时,在E处将看到闪光.由齿轮转速v、齿数n与齿轮和M的间距L可推得光速c=4nvL.

在斐索所做的实验中,当具有720齿的齿轮,一秒钟内转动12.67次时,光将首次被挡住而消失,空隙与轮齿交替所需时间为

在这一时间内,光所经过的光程为2×8633米,所以光速c=2×8633×18244=3.15×108(m/s).

在对信号的发出和返回接收时刻能作自动记录的遮断法除旋转齿轮法外,在现代还采用克尔盒法.1941年安德孙用克尔盒法测得:c=299776±6km/s,1951年贝格斯格兰又用克尔盒法测得c=299793.1±0.3km/s.

3.旋转镜法

旋转镜法的主要特点是能对信号的传播时间作精确测量.1851年傅科成功地运用此法测定了光速.旋转镜法的原理早在1834年1838年就已为惠更斯和阿拉果提出过,它主要用一个高速均匀转动的镜面来代替齿轮装置.由于光源较强,而且聚焦得较好.因此能极其精密地测量很短的时间间隔.实验装置如图所示.从光源s所发出的光通过半镀银的镜面M1后,经过透镜L射在绕O轴旋转的平面反射镜M2上O轴与图面垂直.光从M2反射而会聚到凹面反射镜M3上, M3的曲率中心恰在O轴上,所以光线由M3对称地反射,并在s′点产生光源的像.当M2的转速足够快时,像S′的位置将改变到s〃,相对于可视M2为不转时的位置移动了△s的距离可以推导出光速值:

式中w为M2转动的角速度.l0为M2到M3的间距,l为透镜L到光源S的间距,△s为s的像移动的距离.因此直接测量w、l、l0、△s,便可求得光速.

在傅科的实验中:L=4米,L0=20米,△s=0.0007米,W=800×2π弧度/秒,他求得光速值c=298000±500km/s.

另外,傅科还利用这个实验的基本原理,首次测出了光在介质(水)中的速度v<c,这是对波动说的有力证据.

3.旋转棱镜法

迈克耳逊把齿轮法和旋转镜法结合起来,创造了旋转棱镜法装置.因为齿轮法之所以不够准确,是由于不仅当齿的中央将光遮断时变暗,而且当齿的边缘遮断光时也是如此.因此不能精确地测定象消失的瞬时.旋转镜法也不够精确,因为在该法中象的位移△s太小,只有0.7毫米,不易测准.迈克耳逊的旋转镜法克服了这些缺点.他用一个正八面钢质棱镜代替了旋转镜法中的旋转平面镜,从而光路大大的增长,并利用精确地测定棱镜的转动速度代替测齿轮法中的齿轮转速测出光走完整个路程所需的时间,从而减少了测量误差.从1879年至1926年,迈克耳逊曾前后从事光速的测量工作近五十年,在这方面付出了极大的劳动. 1926年他的最后一个光速测定值为

c=299796km/s

这是当时最精确的测定值,很快成为当时光速的公认值.

三、光速测定的实验室方法

光速测定的天文学方法和大地测量方法,都是采用测定光信号的传播距离和传播时间来确定光速的.这就要求要尽可能地增加光程,改进时间测量的准确性.这在实验室里一般是受时空限制的,而只能在大地野外进行,如斐索的旋轮齿轮法当时是在巴黎的苏冷与达蒙玛特勒相距8633米的两地进行的.傅科的旋转镜法当时也是在野外,迈克耳逊当时是在相距35373.21米的两个山峰上完成的.现代科学技术的发展,使人们可以使用更小更精确地实验仪器在实验室中进行光速的测量.

1.微波谐振腔法

1950年埃森最先采用测定微波波长和频率的方法来确定光速.在他的实验中,将微波输入到圆柱形的谐振腔中,当微波波长和谐振腔的几何尺寸匹配时,谐振腔的圆周长πD和波长之比有如下的关系:πD=2.404825λ,因此可以通过谐振腔直径的测定来确定波长,而直径则用干涉法测量;频率用逐级差频法测定.测量精度达10-7.在埃森的实验中,所用微波的波长为10厘米,所得光速的结果为299792.5±1km/s.

2.激光测速法

1790年美国国家标准局和美国国立物理实验室最先运用激光测定光速.这个方法的原理是同时测定激光的波长和频率来确定光速(c=νλ).由于激光的频率和波长的测量精确度已大大提高,所以用激光测速法的测量精度可达10-9,比以前已有最精密的实验方法提高精度约100倍.

四、光速测量方法一览表

除了以上介绍的几种测量光速的方法外,还有许多十分精确的测定光速的方法.现将不同方法测定的光速值列为“光速测量一览表”供参考.

根据1975年第十五届国际计量大会的决议,现代真空中光速的最可靠值是:

c=299792.458±0.001km/s

声速测量仪必须配上示波器和信号发生器才能完成测量声速的任务。实验中产生超声波的装置如图所示。它由压电陶瓷管或称超声压电换能器与变幅杆组成;当有交变电压加在压电陶瓷管上时,由于压电体的逆压电效应,使其产生机械振动。此压电陶瓷管粘接在铝合金制成的变幅杆上,经过电子线路的放大,即成为超声波发生器,由于压电陶瓷管的周期性振动,带动变幅杆也做周期轴向振动。当所加交变电压的频率与压电陶瓷的固有频率相同时,压电陶瓷的振幅最大,这使得变幅杆的振幅也最大。变幅杆的端面在空气中激发出纵波,即超声波。本仪器的压电陶瓷的振荡频率在40kHz以上,相应的超声波波长约为几毫米,由于他的波长短,定向发射性能好,本超声波发射器是比较理想的波源。由于变幅杆的端面直径一般在20mm左右,比此波长大很多,因此可以近似认为离开发射器一定距离处的声波是平面波。超声波的接受器则是利用压电体的正压电效应,将接收的机械振动,转化成电振动,为使此电振动增强。特加一选频放大器加以放大,再经屏蔽线输给示波器观测。接收器安装在可移动的机构上,这个机构包扩支架、丝杆、可移动底座(其上装有指针,并通过定位螺母套在丝杆上,有丝杆带动作平移)、带刻度的手轮等。接收器的位置由主、尺刻度手轮的位置决定。主尺位于底座上面;最小方尺位于底坐上面;最小分尺为1mm,手轮与丝杆相连上分为100分格,每转一周,接收器平移1mm,故手每一小格为0.01mm,可估到0.001mm。

如何用星星定位?天文学题目

首先来说说视差.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=206 265a/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:5lg r=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.

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  •  访客
     发布于 2022-10-05 17:58:33  回复该评论
  • 生是由于恒星发出的光传到地面时需要一定的时间,而在此时间内,地球已因公转而发生了位置的变化.他由此测得光速为: C=299930千米/秒 这一数值与实际值比较接近.
  •  访客
     发布于 2022-10-05 23:19:31  回复该评论
  • 课程:1、什么是变星2、在宇宙中如何定位3、变星的变星命名法4、20光年是怎么测得的?5、如何用星星定位?天文学题目什么是变星变星 开放分类: 自然科学、天文、恒星、天体 目录• 概述 • 详细介绍 • 物理变星 • 食变星 • 脉动变星 • 新星

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