现代天文学中的几个科普知识（二）

 ——关于天体测量方法            

华中科技大学，徐长发，2016.8.28

本文接现代天文学中的几个科普知识（一）

三． 天体测量方法简介

在天体测量中，通常要测量恒星和星系的亮度，体积，直径，质量，表面温度，和我们之间的距离，运动速度和轨迹，还要分析恒星的构造成分，等等参数。恒星和星系距离我们那么远，用什么方法测量这些参数呢。

其实，天体测量的方法有很多，其基本原理在高中物理中都已涉及。下面仅介绍几种测量方法的基本原理。

1.利用恒星的光度可以推算出恒星的体积质量以及距离

在天文学中,把单位面积上的光亮度称为光度，先找一个能发出恒定光亮度的恒星，测量出它和我们之间的距离，把它的光度作为“标准烛光”，再观测别的恒星的光度并与标准烛光进行比较；根据高中物理知识,光度与距离的平方成反比，由此可以推算出所观测的恒星和地球之间的距离。

在天文学中，通常把所有的要对比的恒星的光度都折算到同一距离(32.6光年）上,然后在距离相同的情况下比光度。光度大，这能说明恒星的温度高且体积大；同样地，光度小能说明恒星的温度低且体积小。织女星的光度是太阳的50倍。天蝎星的光度几乎是太阳光度的50万倍。目前所观测到的最强的恒星的光度甚至是太阳的100万倍。也有小光度的，天狼星有一颗伴星是白矮星，它的光度还不到太阳的万分之一。还有些暗弱恒星，它们的光度大约仅为太阳的40万分之一到50万分之一。

恒星的光度与它的体积有关，光度大的巨星，体积也大，光度小的矮星，体积也小。恒星的

体积大小相差很大。太阳的直径是地球的109倍。巨星是恒星世界中个头最大的，其直径要比太阳大几十到几百倍。超巨星就更大了。一颗叫柱一的双星，其伴星的直径大约是太阳的2000～3000倍。体积比太阳小的恒星也有很多，其中最突出的属白矮星和中子星了。白矮星的直径只有几千千米，和地球差不多。而中子星的直径则只有20千米。

恒星的体积和质量是两个不同的概念。大多数恒星的质量在太阳质量的0.5～5倍之间。有少量的大质量的恒星，其质量能比太阳大几十倍。也有少量的质量小的恒星，其质量只有太阳质量的几十分之一。

 2.三角视差法可以简易计算恒星的距离

先测量出地球对太阳和恒星的视角，再测量出恒星对太阳和地球的视角，已知地球和太阳的距离，利用高中所学的三角知识，就可计算出恒星和地球的距离。

3.射电信号测距法

人们把射电信号（也就是一种雷达信号）从地球射向某个恒星，接收到由该恒星反射回来的信号，记下信号来回所用的时间。由于雷达信号以光速运动，知道了它的传播时间就可以计算出地球与该恒星的距离。

利用测距法，还可测量出某个星体的椭圆形轨道，包括轨道的长短轴和星体的运行周期。

利用测距法和三角知识,还可测量出恒星与恒星之间的距离。

4.光谱分析法可以测量恒星的温度，组成元素，移动速度等参数

高中物理知识告诉我们，光是由不同频率的成分组成的，各种成分的辐射有大小之分，把光分解为不同频率不同辐射强度的表现，这就是光谱。恒星是一团炽热的气体，恒星表面的高温使之发光，恒星的组成元素不同决定了它所发出的光谱也有所不同，恒星的光谱和它的成分组成以及表面温度之间存在着对应的关系。所以，把频率作为横坐标，把辐射强度作为纵坐标，就可以画出恒星辐射光线的所谓光谱图。

由光谱图，频率不变，辐射强度按平方量表示，就可以得到光谱的能量图，由能量曲线的峰值和形状可计算恒星的温度。

观测光谱的频率（也就是光谱的颜色），其颜色可以反应恒星的化学成分的信息。因为高中物理实验知识告诉我们，不同元素的光谱是不同的，氢、氧、碳等轻元素的光谱线主要在紫外，重元素的光谱在可见光区。于是恒星的光谱图也能反映恒星的元素构造成分。

5.光谱分析法可测量天体的运动参数

类似运动物体的发声具有多普勒效应，这是我们在高中物理中就知道的,当发声体向着我们快速移动时，声音的频率会变高，当发声体远离我们快速移动时，声音的频率会变低，人们可以利用这种频率表现来做汽车测速仪。同样，光是一种电磁波，如果发光的恒星向着地球而来，则光的频率会上升，光谱会发生向短波方向移动的表现，这称为蓝移；如果恒星远离地球而去，则光的频率会下降，光谱会发生向长波方向移动的表现，这称为红移。测量恒星光谱的蓝移或红移量，可以知道恒星的运动速度。

6.引力计算法可测量恒星的质量

人们可测量出恒星的某个子星的椭圆形轨道，因为轨道和引力，引力和质量都是存在对应关系的，这就是高中所学的万有引力知识，由此就可以计算出恒星的质量。

光线经过大质量恒星时，由于引力的作用，光线会发生弯曲，根据光线的弯曲程度和引力关系也可以计算出这个大质量恒星的质量。

引力透镜

如图1所示，右边是观测点也是发射电磁信号的光源点，左边是被观测的星体，中间隔着一个大质量的星体或星系，由于光（或电磁信号）在大质量的星体附近会发生大的弯曲，在小质量星体附近会发生小的弯曲，所以中间阻隔观测者和被观测星体的星系起到了透镜的作用，反射光线会在光源的两侧形成一个像，两个像，或多个像，这种现象称之为引力透镜效应。引力透镜是强有力的天文测量方法，用此方法可以探测和研究距离我们百亿光年的星体。

 图1，引力透镜示意 

当挡在中间的星体质量不大时，光线的弯曲程度不大，这种情况下只有一个像，但是被观测星体的光度增大了，这种表现称为微引力透镜。微引力透镜的一个重要应用在于，通过研究微引力透镜的出现率和特征可以估算星空中运动客体(特别是行星)的数目、质量以及一些其他相关信息。

当挡在中间的星体质量不是很大时，光线的弯曲程度较大一些，这种情况下也只有一个像，但这个像被扭曲了，被观测星体的光度大大地增加了，这种表现称为弱引力透镜。一方面，人们可以观测到更多的天体。另一方面，通过观测被扭曲的像的分布情况可以得到这种弱透镜的性质，从而进一步估算出构成构成弱透镜的星系或星系团的质量。

当挡在中间的星系质量很大时会形成强引力透镜。这会明显地改变星像，形成双像、多重像以及环半弧和弧形的像。强引力透镜的放大率很大。强引力透镜可用于研究较远、较暗的背景星系。强引力透镜还用来做星系、星系团的质量测定。

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