星光之希

第214章 距离(1/4)

    有那么一瞬间，华枫觉得自己和曾经的生活的距离越来越远了，就像是自己天生不属于那个世界一样。

    他慢慢知道恒星的温度可以确定不同元素被电离或被活化的比率，结果呈现在光谱吸收线的特征。恒星的表面温度，与他的目视绝对星等和吸收特点，被用来作为恒星分类的依据。

    大质量的主序星表面温度可以高达40,000k，像太阳这种较小的恒星表面温度就只有几千度。

    相对来说，红巨星的表面只有3,600k的低温，但是因为巨大的表面积而有高亮度。

    恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。

    恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出w、o、b、a、f、g、k、等光谱型（也可以叫作温度型）温度相同的恒星，体积越大，总辐射流量（即光度）越大，绝对星等越小。

    恒星的光度级可以分为1、2、3、4、5、6、7，依次称为1超巨星、2亮巨星、3正常巨星、4亚巨星、5矮星、6亚矮星、7白矮星。

    太阳的光谱型为g2v，颜色偏黄，有效温度约5,770k。a0v型星的色指数平均为零，温度约10,000k。

    恒星的表面有效温度由早o型的几万度到晚型的几千度，差别很大。

    离地球最近的恒星是太阳。其次是处于半人马座的比邻星，它发出的光到达地球需要43年。

    恒星的星等相差很大，这里面固然有恒星本身发光强弱的原因，但是离开我们距离的远近也起着显著的作用。

    测定恒星距离最基本的方法是三角视差法，此法主要用于测量较近的恒星距离，过程如下，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。

    这是测定距离最直接的方法。在十六世纪哥白尼公布了他的日心说以后，许多天文学家试图测定恒星的距离，但都由于它们的数值很小以及当时的观测精度不高而没有成功。

    直到十九世纪三十年代后半期，才取得成功。

    然而对大多数恒星说来，这个张角太小，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的方法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差，等等。

    这些间接的方法都是以三角视差法为基础的。自二十世纪二十年代以后，许多天文学家开展这方面的工作，到二十世纪九十年代初，已有0多颗恒星的距离被用照相方法测定。

    在二十世纪九十年代中期，依靠“依巴谷”卫星进行的空间天体测量获得成功，在大约三年的时间里，以非常高的准确度测定了10万颗恒星的距离。

    恒星的距离，若用千米表示，数字实在太大，为使用方便，通常采用光年作为单位。1光年是光在一年中通过的距离。

    真空中的光速是每秒30万千米，乘一年的秒数，得到1光年约等于946万亿公里。

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