星星離我們有多遠(編輯修改稿)
2024-09-01 07:59 本頁面
【文章內(nèi)容簡介】 。對于測量恒星距離，技術上的困難極大，即使測最近的恒星也好像測幾千米外的一枚硬幣的直徑那么難，哈雷那個時代的儀器完全不能勝任。同時代的英國天文學家布拉德雷在1725年12月注意到天龍γ星位置稍稍向南偏移，于是喜出望外，并通過持續(xù)觀測發(fā)現(xiàn)了它的移動規(guī)律，但卻無法解釋其原因。1728年的一天，他泛舟于泰晤士河上，注意到桅頂?shù)钠鞄檬前凑沾c風的相對運動而變換方向的，就像人在雨中打傘一樣，他從中受到啟發(fā)，想到了恒星位置偏移是由于光線的運動和地球的公轉(zhuǎn)所合成的，進而發(fā)現(xiàn)了光行差，但還是沒有發(fā)現(xiàn)恒星的視差。19世紀初以來，天文儀器得到迅速改進，這主要歸功于德國光學家夫瑯禾費。德國天文學家貝塞爾充分利用了夫瑯禾費提供的這種便利，用“量日儀”首次測出了天鵝61星的視差。隨后，蘇格蘭天文學家亨德森和俄籍德國天文學家斯特魯維也相繼公布了半人馬α星和織女星的測量數(shù)據(jù)。恒星視差的測定標志著“日心說”的徹底勝利。20世紀80年代初，人們用三角法總共求出了約700顆恒星的距離，但這個數(shù)字無法再上升，這是由于三角法測量視差有一定的限度，它的極限是100秒差距左右，超過這個范圍，三角測量法就不再適用。第七章 通向遙遠恒星的第一級階梯由于三角法測視差的適用范圍有限，因此人們想出了另外幾種方法，但大多涉及恒星的亮度。英國天文學家波格森首先發(fā)現(xiàn)了恒星星等與亮度之間存在的關系，并據(jù)此定出了一種亮度“標尺”:星等數(shù)每差5等，亮度就差100倍。天文學中，從地球看一顆恒星的亮度，它的星等數(shù)稱為“視星等”；“絕對星等”是假定的恒星處在10秒差距的距離上的視星等，它表征恒星真實的發(fā)光能力。視星等、絕對星等和距離(或視差)這三個數(shù)字中，如果知道了其中兩個，就可以求出另外一個，這對推算恒星距離十分有用。早在1666年,牛頓就用三棱鏡分解了太陽光。19 世紀初，英國物理學家沃拉斯頓首先觀測到太陽光譜中有一些暗線。之后，夫瑯禾費對此進行了系統(tǒng)而細致的研究，他發(fā)表的太陽光譜圖中，暗線多達500多條，后人稱之為“夫瑯禾費線”。19世紀，人們認識到光是一種電磁波，不同顏色的光有不同的波長和頻率。人類可以用分光鏡和光譜儀獲得恒星的光譜。意大利天文學家賽奇是光譜分類工作的先驅(qū)，賽奇之后，恒星光譜分類不斷發(fā)展，坎農(nóng)女士按恒星的表面溫度由高到低的次序重新調(diào)整了光譜類型的順序，這種分類方法叫“哈佛分類法”，至今人們還在廣泛應用。恒星光譜分類后，天文學家發(fā)現(xiàn)表面溫度越高的恒星發(fā)光能力越強。20世紀初，丹麥天文學家林茲普隆和美國天文學家羅素根據(jù)這種規(guī)律制出了“赫羅圖”來表示恒星的表面溫度(或光譜型)與絕對星等的關系。利用赫羅圖推求恒星視差的方法，就是“分光視差法”,它接替了三角視差法，成為測量天體距離的新的“標尺”，它是我們通向更遙遠天體的第一級階梯。 第八章 再來一段插曲:銀河系和島宇宙 從德謨克利特到康德人們對恒星系統(tǒng)的認識逐漸加深，18 世紀中葉，幾位思想家用類比推理的方法意識到包括整個銀河在內(nèi)的所有恒星組成了一個巨大然而有限的系統(tǒng)，在它之外還有著同樣巨大而有限的恒星系統(tǒng)。后來，英國德裔天文學家成威廉赫歇爾首先發(fā)現(xiàn)了銀河系，并在經(jīng)過多年如一日地觀測和計數(shù)后，大致確定了這個星系的形狀、大小以及其中的星數(shù)。1906年，荷蘭天文學家卡普坦重新進行了恒星的計數(shù)工作，進一步擴大了銀河系的范圍，但這個數(shù)字也還遠遠小于我們現(xiàn)在可知的銀河系的范圍。 與此同時，人類也開始關注銀河系以外的廣闊天地。天文學家在南半球觀測到大小麥云和仙女座大星云的存在，發(fā)現(xiàn)它們是類似銀河系的恒星系統(tǒng)，迄今為止，人類已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了數(shù)以百億計的河外星系。 ★第九章 通向遙遠恒星的第二級階梯 古人很早就注意到一種罕見的天象:天空中突然會冒出一顆“新的”星星。但在過去長達幾十個世紀的歲月中，卻沒有一位天文學家想到天上的群星會有什么亮度變化。直到公元1596年，德國人法布里修斯才明確地認識了第一顆“變星”。1782年，英國荷蘭裔業(yè)余天文學家古德里克，這位聾啞少年通過觀測發(fā)現(xiàn)了大陵五星的變化規(guī)律，并大膽提出:大陵五星亮度的周期性變化是由一顆暗星的周期性遮掩造成的。事實證明,這
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