测天恒星计算2007

测量恒星距离的方法.txt你妈生你的时候是不是把人给扔了把胎盘养大？别把虾米不当海鲜。

别把虾米不当海鲜。

恒是距离我们非常遥远，连光都要走好多年。

那么，怎样测量出恒星的距离呢? 测量的方法很多，其中对大量较近的恒星可以采用三角视差法测量，如右图。

地球绕太阳作周年运动，地球和太阳的距离在恒星处的张角称为“周年视差”，用π表示。

地球和太阳的平均距离a是已知的，周年视差π可测定出。

这样，有了a和π恒星和太阳的距离r就很容易求出，即：见最后的图（π很小，按直角三角形公式计算）测量恒星的距离还有其它许多方法，而三角视差法是最基本的方法。

在当今这个电子时代，太阳系的距离测量是不成问题的。

人们用雷达测量金星的距离，并且根据约翰内斯·开普勒发现的“开普勒第三定律”来分析。

这条定律把各行星绕太阳公转的周期和它们的轨道半径联系了起来，举例来说，如果A和B各代表一颗行星，比方说金星与地球，那么开普勒这条定律可写为（A的公转周期）2×（B的轨道半径）3=（B的公转周期）2×（A的轨道半径）3。

行星的公转周期可以直接由观测求得（地球365.26天，金星224.70天），所以这条定律为我们提供了一个联系两行星轨道半径的方程式。

人们能够把雷达信号从地球发到金星，并且收到由金星反射回来的信号。

雷达信号以光速运动，知道了它的传播时间就可以得到地球与金星的距离，从而求出两者的轨道半径差。

这样一来，我们就有了包含地球与金星轨道半径这两个未知数的两个方程式，然后把它们解出来就行了。

下一步是由太阳系过渡到恒星距离的测定。

天文学家为此所用的“视差法”早就由伽利略（GalileoGalilei）提出过，但是直到1838年才由弗里德里希·威廉·贝塞尔第一次成功地用来测定天鹅座61号星的距离（这在本书第4章已提到过）。

由于地球每年绕太阳公转一周，我们在一年之中所看到附近恒星在天上的方向老是略有变迁。

解析天文学揭示的恒星求解方法解析天文学揭示的恒星求解方法周坚/2014年1月24日解析天文学（Analytic Astronomy），又称为坐标天文学（Coor dinate Astronomy），是使用代数方法进行研究的天文学，2008年6月29日发现的周坚定律就是它的理论基础，2009年3月8日创立的解析宇宙学（著作权登记证号是：2009-A-020687）的解析观点促成了它的提出。

那么，解析天文学能够为我们带来什么呢？就让我们通过具体的实际应用来回答这个问题吧。

我们知道，恒星测量是天文学的基础工作，然而，在解析天文学被提出后的今天，恒星求解就自然成了解析天文学的基础工作。

事实证明，恒星测量是一个既有趣又有意义的课题，而恒星求解是在恒星测量基础上应用解析天文学理论进行恒星求解的课题。

当然了，单纯的恒星测量是非常困难的难题，但当我们应用解析天文学理论对它们进行求解后，这个难题就会变成非常容易的课题，从而使我们在欣赏和认识我们的星空中变得更加有趣，也更加有意义。

看！这幅编号为ZHOU-Jian-2014001的，称之为“解析天文学揭示的恒星求解方法归纳汇总表”今天已经完成，现公之于众，它告诉我们：1、只要我们通过恒星测量获知恒星的视亮度（视星等值），我们就能够求解出它相对我们（观测者）的周坚红移、距离（光传播距离）和光传播时间的范围。

2、如果我们通过恒星测量还能够获知恒星的光谱型，再通过其它方法估计出它的大概距离，我们就能够估计出它的光度级别，当然它相对我们（观测者）的周坚红移、距离（光传播距离）和光传播时间等也就求解获知。

3、如果我们通过恒星测量进一步精确确定恒星的光谱类型（即光谱型和光度级都能够确定），我们就能够精确求解它相对我们（观测者）的周坚红移、距离（光传播距离）和光传播时间等参数，获得它们的精确解。

4、如果我们通过恒星测量再进一步能够确定恒星的观测红移，我们就能够精确求解出它相对我们（观测者）的多普勒红移和背离视向速度。

测量恒星距离的方法测量恒星距离是天文学中的一个重要问题，有许多不同的方法可以用来确定恒星与地球之间的距离。

接下来将介绍几种常用的测量恒星距离的方法。

1. 几何测距法：几何测距法是一种最常用的测量恒星距离的方法，其原理是基于三角测量的思想。

当地球绕太阳运行时，观测同一个恒星在两个不同时间的位置，可以得到它们在天球上的角度差，即视差角。

通过视差角的正弦关系，可以推导出恒星与地球的距离。

此方法需要测量精确的角度，并且适用于测量较近的恒星。

2. 光度测距法：光度测距法是通过测量恒星的亮度来估计其距离的方法。

根据斯特凡-玻尔兹曼定律，恒星亮度与其表面温度和半径的平方成正比。

如果我们知道恒星的真实亮度，通过观测到的视亮度就可以推算出距离。

为了获得真实亮度，需要对恒星的谱线进行分析，通过恒星的光谱特征以及恒星分类等信息来进行测量。

3. 主序带测距法：主序带测距法是一种利用恒星的光谱分类来测量距离的方法。

根据哈勃定律，恒星的绝对亮度与其光谱类型和表面温度有关。

主序带上的恒星具有相似的光谱特征，因此通过观测到的视亮度和光谱的信息，可以比较准确地确定恒星与地球之间的距离。

4. Cepheid变星测距法：Cepheid变星测距法是一种利用Cepheid变星的周期和亮度来测量距离的方法。

Cepheid变星是一种亮度变化规律非常规律的恒星，它们的亮度与周期之间存在着一种确定关系。

通过观测到Cepheid变星的周期，可以推算出其绝对亮度，再与观测到的视亮度进行比较，就可以确定恒星距离。

5. 尘埃暗淡法：尘埃暗淡法是一种利用恒星光的衰减来测量距离的方法。

恒星的光线会受到尘埃颗粒的散射和吸收，远离恒星的位置光线会被更多的尘埃颗粒所遮挡，因此观测到的光度会减弱。

通过测量恒星的光度衰减程度，可以推算出恒星与地球之间的距离。

除了上述方法，还有一些其他的测量恒星距离的方法，如RR Lyrae变星测距法、Tully-Fisher关系等，它们各自都有其适用范围和局限性。

恒星距离的计算方法摘要光速不变原理是相对论的基础，但为什么不变？假设光子为了保持速度恒定能够自动衰减它的能量，利用这个假设推导出了红移的计算方法：多普勒红移z D=v/（c—v),引力红移z g=GM/（rc2-GM），距离红移z d= exp（L/4669）-1，并指出了多普勒公式中的错误和根据广义相对论推导出的引力红移公式的瑕疵。

利用普森公式、距离与红移的关系及两个Ia型超新星参数，求出了关联系数a及星际消光系数b。

用两种方法计算出了155个恒星的距离并比较了它们的差别。

证明了光子在星际中传播时能量衰减很小,但它却是引起红移的主要原因；星际的绝对消光也很小，但忽略它会引起很大的误差.最后，解释了引起计算误差的原因，提出了测量关联系数的方法，说明了哈勃常数是距离的函数,分析了类星体的发光原因,并估算了类星体的距离和半径。

关键词：距离红移,关联系数，消光系数,哈勃常数，史瓦西半径1 引言光子在真空中传播时，其速度是常数，它是相对论的基石,并已被多次证明是正确的.为什么光速是常数？光子是如何实现的？假设光子为了保持速度的恒定能够自动衰减（或增加）自身的能量。

1。

1 根据假设,如果光源以速度v离开观察者，则它的动量为P = mv，光子为了保证速度的恒定，也必须降低能量克服光子的初始动能（f为发射源的原始发射频率，f’为接收到的频率，h为普朗克常数,c为光速，m为光子运动质量)即：h＊f —P*c=h*f’（1）把P=m＊v和m=h＊f/c2 代入上式得:h*f —h*f*v/c=h＊f’，f’=(1—v/c）*f。

z D=[c/（c-v)]-1=v/（c-v），（2）或：v D=c＊z/(1+z)。

(3)根据多普勒原理，观察者和发射源彼此远离时的频率关系为(v0为观察者移动速度，v s为发射源移动速度，V为介质速度)：f’= ［(V-v o）/ （V+v s）］＊f （4）当v0=0，v s=0.6V时，f'=f＊V/1.6V=0.625＊f，z= 0.6而当v0=0。

恒星视差是指地球在公转的过程中，观测同一个恒星时，观测者在不同时间的位置产生的视线方向的微小偏移角度。

视差的测量对于确定恒星的距离非常重要，可以使用以下公式计算：视差（parallax）= 观测者移动的基线长度（baseline length）/ 恒星与地球距离（stellar distance）其中，基线长度是地球在公转过程中，观测者在两个不同时刻的位置之间的距离，可以用地球半径或者地球到太阳的平均距离作为基线长度；恒星与地球的距离可以用光年（light-year）、秒差距（parsec）或天文单位（astronomical unit）等单位来表示。

以光年为单位计算视差时，公式可以表示为：其中，视差（角度）是观测者测得的视差角度。

以秒差距为单位计算视差时，公式可以表示为：视差（秒）=1/距离（秒差距）其中，距离（秒差距）是以秒差距为单位表示的恒星距离。

以天文单位为单位计算视差时，公式可以表示为：视差（角秒）=1/距离（天文单位）其中，距离（天文单位）是以天文单位为单位表示的恒星距离。

需要注意的是，以上公式中的视差均为秒（arcsecond），在实际观测中，通常会将秒差转换为毫角秒（milliarcsecond，mas）或微角秒（microarcsecond，μas）来表示，以获得更高的测量精度。

测量恒星视差的方法可以采用地面观测与航天观测相结合的方式，比如基于地面的三角视差方法、基于航天器的测角法等。

值得一提的是，视差的测量结果还受到观测条件、仪器精度、数据处理等因素的影响，因此，视差的测量需要进行多次观测并对数据进行精确处理，以获得更准确的结果。

总结起来，恒星视差的计算公式可以根据视差单位的不同而有所变化，但核心思想都是基于地球公转过程中观测者位置的变化来测量恒星的视差角度，进而计算出恒星的距离。

史上曾被认为不可能的十大科学难题对于科学家来说，好像没有什么事情是不可能做到的。

纵观科学发展史，我们便会发现，一个又一个看似“不可能的任务”最终都成为可能，例如利用核能、上演太空飞行、创建力场以及远距离传物。

北京时间4月8日消息，著名物理学家加来道雄的新书《不可能的物理学(The Physics of the Impossible)》4月2日在英国出版。

结合此书，英国《新科学家》杂志专门列举了曾经一度被打上“不可能”标签的十大科学任务。

几个世纪前，很多人还认为这些事情是不可能办到的，但近些年来，一些“明知不可为而为之”的人却开始迈进“可能”大门。

1. 分析恒星组成在1842年著作《实证哲学》中，法国哲学家奥古斯特·孔德曾这样描述恒星：“我们永远不可能了解它们的内部结构，对于其中一些恒星，我们也不可能了解它们的大气层如何吸收热量。

”在提到行星时，这位哲学家也持相同论调，他这样写道：“我们永远不会知道它们的化学或者矿物学结构，更不要说了解生活在它们表面的有组织的生物了。

”实际上，孔德之所以得出这种结论是有依据的——恒星和行星与地球之间距离太远，已超出我们的视觉和几何学极限。

他指出，虽然能够计算它们的距离、运动和质量，但除此之外，我们不会了解任何东西；我们没有任何一种方式能够对恒星和行星进行化学分析。

具有讽刺意味的是，事实最终证明这位大哲学家的话大错特错。

19世纪初，威廉·海德·沃勒斯顿和约瑟夫·冯·弗劳恩霍夫均发现太阳光谱中含有大量黑线。

截止到1859年，黑线的秘密已被进一步揭开，此时的名字已变成“原子吸收线”。

通过分析这种类型的线，我们便可确定存在于太阳之上的每一种化学元素，进而让发现恒星组成成分成为一种可能。

2. 确定陨石存在加拿大魁北克省北部的Pingualuit陨石坑在整个文艺复兴时期和现代科学发展初期，天文学家一直拒绝承认陨石存在。

认为这些石头来自太空的想法也一度被打上“迷信”和“异教学说”标签，反对者指出，上帝怎么会创造一个如此混乱的宇宙呢？当时，法国科学院曾做出这样的著名论断——“天上不可能掉石头”。

天体位置的测量方法我以前刚接触天体位置测量的时候，那真的是一头雾水。

就像你在一个黑漆漆的大屋子里，要找那些飘浮着的小亮点的准确位置一样难。

但是经过这么长时间的尝试，我也算摸到点门道。

我最初尝试最简单的就是用直接观测法。

这就好比你在房间里看东西一样，直接用眼睛看。

比如说看月亮，你一抬头就能瞅见。

但是这个方法超级不准，因为没有参照呀，而且只能大概知道某个天体在天空中的方位，像它到底离我们多远，在天空中的具体坐标是啥，根本弄不清楚。

我当时就想啊，这可不太靠谱，要是哪天有个观测任务，就这么个粗糙的方法肯定不行。

后来我知道可以用星图来对照。

就像是你手里有一张地图，然后按照地图上的标识去确定你的目的地位置。

我找了一本特别详细的星图册，里面画满了各种星星。

在晴朗的晚上，我就拿着星图册到外面，然后抬头去对应那些星星。

但是这里头也有问题，光线稍微不好一点呀，找星星就很费劲，而且星图册翻来翻去的特别不方便。

后来我就想办法改进这个事情。

我试着用一些简单的仪器，比如说六分仪。

这个东西就像是一个特别精确的眼角余光测量仪。

怎么说呢，你看它有那些刻度，还有镜片啥的。

你得先找准一个参照的恒星，然后通过六分仪的测量来确定目标天体和参照恒星之间的角度。

不过这东西用起来可不容易呀，我一开始握都握不稳，读数也老是读错，不是手抖就是没对准光。

但是慢慢练习以后，我发现用这个六分仪还是能挺精确地测量出两颗星或者一个天体和地平线之间的角度关系的。

还有就是现在也有那种高科技的天文望远镜，自带计算程序的。

你只要对准天体，它就能自动给出这个天体的位置信息，就像你用手机里的导航软件一样方便。

不过这东西挺贵的，不是每个人都能用得起。

在测量天体位置的时候，环境因素特别重要。

比如说光污染，如果你在城市里，到处都亮晃晃的，那就很难看清星星，更别说准确测量位置了。

所以最好是找那种远离城市的野外去观测。

而且大气的稳定程度也会影响观测，如果大气不稳定，星星看起来就会一闪一闪地跳动，这时候测量出的位置也不怎么准确。

测量恒星距离的方法测量恒星距离是天文学中的一项重要任务，它能够帮助我们了解宇宙的尺度和结构。

在过去的几个世纪里，人类通过不断改进测量方法，逐渐揭示了宇宙的奥秘。

在本文中，我们将探讨几种测量恒星距离的方法。

首先，我们来讨论三角视差法。

这是一个基本的测量恒星距离的方法，它利用了地球在不同时间的位置。

当我们观察一个恒星时，在地球绕太阳公转的过程中，我们会观察到恒星看起来有微小的位置改变。

这种位置改变被称为视差。

根据三角学原理，我们可以通过测量视差来计算出恒星与地球的距离。

三角视差法最早由正確地描述了月球视差而闻名的地理学家亨利·吉斯解释，后来被扩展到测量太阳系以外对象的距离。

其次，我们来看看光度法。

光度法是一种通过测量恒星的亮度来估算其距离的方法。

根据斯特藩-波尔曼定律，光线的强度与距离的平方成反比。

因此，如果我们知道恒星的绝对亮度和表面亮度，则可以通过测量其看起来的亮度来计算出距离。

为了确定一个恒星的绝对亮度，我们需要比较它与相对较近的已知距离的恒星的表面亮度。

为了提高测量的准确性，科学家们还会考虑到星际介质的吸收和散射对光线的影响。

接下来，我们来介绍谱特征法。

每个恒星都有一个特征的谱线，它描述了恒星的成分和特性。

根据红移和蓝移效应，我们可以通过比较恒星的实际谱线与已知距离恒星的谱线来计算出恒星的距离。

红移效应发生在由于恒星相对于地球运动引起的光谱线向红色移动，而蓝移效应则发生在光谱线向蓝色移动。

通过测量这种颜色的移动，我们可以计算恒星与地球的相对速度，并由此推导出其距离。

不过，上述方法都有其局限性。

例如，视差法只适用于较近的恒星，因为较远的恒星的视差非常小，难以测量。

光度法则假设恒星的表面亮度是已知的，这在某些情况下可能是不准确的。

谱特征法则需要对光谱线的细微变化进行极其精确的测量，在技术上要求较高。

为了解决这些问题，科学家们发展了一种更高精度、更远距离的测量方法，称为星系红移。

星系红移法是通过观察远离地球的星系的光谱线发生的红移来确定它们的距离。