11_恒星的测量
恒星时与格林尼治时间算
第11章恒星时与格林尼治时间[许剑伟于家里]译者注1：地球不断的自转着，天球子午圈时刻不断的变化着，我们必须找到适当的方法来标定子午圈在各时刻的位置。
恒星时是天文学和大地测量学标定的天球子午圈位置的值，由于借用了时间的计量单位，所以常被误解为是一种时间单位。
恒星时是根据地球自转来计算的，它的基础是恒星日。
由于地球环绕太阳的公转运动，恒星日比平太阳日（也就是日常生活中所使用的日）短约1/365（相应约四分钟或一度）。
本地恒星时的定义是一个地方的子午圈与天球的春分点之间的时角，各地方的经度不同，所以子午圈不同，因此地球上每个地方的恒星时都与它的经度有关。
恒星时的参考点是春分点，所以春分点的变化也将对恒星时产生影响。
由于地球的章动春分点在天球上并不固定，而是以18.6年的周期围绕着平均春分点摆动。
因此恒星时又分真恒星时和平恒星时。
真恒星时是通过直接测量子午线与实际的春分点之间的时角获得的，平恒星时则忽略了地球的章动。
真恒星时与平恒星时之间的差异最大可达约0.4秒。
一个地方的当地恒星时与格林尼治天文台的恒星时之间的差就是这个地方的经度。
因此通过观测恒星时可以确定当地的经度（假如格林尼治天文台的恒星时已知的话）或者可以确定时间（假如当地的经度已知的话）。
通过确定恒星时可以简化天文学的计算，比如通过恒星时和当地的纬度可以很方便地计算出哪些星正好在地平线以上。
译者注2：一个时刻，通常由日期部分及时间部分组成。
本文所述的时间指世界时UT，世界时(0h UT)表示世界时0点,(3h UT)表示世界时3点。
如果没有特另申明，均指格林尼治子午圈时间。
正文：一个给定的世界时日期的(0h UT)，格林尼治子午圈的恒星时可按如下计算。
先计算当天（0h UT）对应的JD，它是以.5结束的数字。
那么就有：T = (JD - 2451545.0) / 36525 ……(11.1)那么(0h UT)的格林尼治平恒星时使用以下表达式计算，该式采用IAU1982的表达式：θo = 6h 41m 50s.54841 + 8640184s.812866*T + 0s.093104*T^2 - 0s.0000062*T^3 ……(11.2)上式表达为度单位，则公式改写为：θo = 100.46061837 + 36000.770053608*T + 0.000387933*T^2 - T^3/38710000 ……(11.3)重要的是，公式(11.2)及(11.3)仅在T对应(0h UT)时有效。
最新地球概论复习思考题部分参考答案
《地球概论》思考与练习题参考答案第一章 地理坐标与天球坐标hm 坐标点 高度 方位 赤纬 时角赤经 天顶「 90 °P 30°6h 30m 天底 -90 °-30 °12h18h 30m北天极 30 ° 180° 90° 南天极 -30 ° 0-90 °东点 0 270° 0 18h 12h 30m 西点 0 90° 06h 30m 南点 0 0 -60 ° 0 6h 30m 北点0 180° 60° 12h 18h 30m 上占 —L-八、、60 ° 0 0 0 6h 30m 下点-60 °180°12h18h 30m11. 在北京（$ =40° N ）,黄道与地平圈的交角，最大与最小各为多少？那时春分点位于什么位置？试绘图表示之。
当春分点与东点重合时，图中 A 点距天北极10°,填空：A 点的 a 90°; S 80°;入 90°; 3 56° 34';夏至点的 t 12h ; S 23° 26'; h -26° 34A （方位）180° Q解：黄道与地平圈的交角，最大为 90° -40° +23 ° 26' =73 ° 26'，春分点位于西点。
最小为90° -40 ° -23 ° 26' =26 ° 34',春分点位于东点。
12.我国古代有人在同一点观测到夏至日的太阳高度是73° 38 '，冬至日的太阳高度是26° 22',求此人所在地的纬度和当时的黄赤交角。
解：黄赤交角：（73° 38' -26° 22'） /2=23 ° 38 '13. 有人在北半球某地观测到一恒星上中天时的高度为 绘图求出此人所在地的纬度和恒星的赤纬分别是多少?此人所在地的纬度：纬度等于天顶的赤纬（90° -73 38') +23° 38' =40 ° N50度，下中天时的高度为 20度。
恒星距离的计算方法
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。
五月天专辑介绍
第一张创作专辑这是五月天的第一张专辑，也是地下乐团开始冒出头，对台湾地下摇滚圈具有时代性的一张专辑，以往被大众忽略的地下摇滚，经由五月天的走红，开始被大众渐渐接受也造就了一股乐团风潮，当然，五月天偏於流行的曲风也是会让大家接受的主要原因。
〈疯狂世界〉是大家认识五月天的第一首歌，这首歌有著校园派的年轻活力，打响了他们的第一步。
最让他们成功的是一曲〈志明与春娇〉，透过这两个众所皆知的菜市场名的爱情故事，一时之间掳获了年轻人的心并开始使他们的歌在KTV中传唱。
抒情曲〈拥抱〉更把气势带到最高点，成功的把五月天从一个默默无闻的地下乐团造就成了台湾乐坛的传奇。
1. 疯狂世界2. 拥抱3. 透露4. 生活5. 爱情的模样6. 嘿!我要走了7. 轧车8. 志明与春娇9. hosee10. 黑白讲11. I love you 无望12. 风若吹爱情万岁这是五月天的第二张专辑，接著第一张一鸣惊人的出击，第二张专辑仍然延续著上一张的风格，和〈拥抱〉比深情的〈温柔〉，气氛high到最高点的〈终结孤单〉和〈轧车〉有著异曲同工之妙，和〈志明与春娇〉一样可以大声合唱的〈心中无别人〉，〈叫我第一名〉和〈H osee〉同样的放荡不羁，这些歌曲都听得出来是上一张延续下来的作品。
当然，专辑中还有一些歌曲有著自己的特色，〈憨人〉把英式摇滚曲风发挥的淋漓尽致，〈雨眠〉中听得出来雨滴敲落的心碎，〈爱情万岁〉开场巨力万千的鼓击声把整首歌演绎的非常有气势。
五月天在第一张专辑热卖的压力下仍然交出了一张很好的成绩单。
、1. 爱情万岁2. 反而3. 憨人4. 叫我第一名5. 罗密欧与茱丽叶6. 明白7. 有你的将来8. 为什么9. 温柔10. 心中无别人11. 雨眠12. 终结孤单候鸟《侯鸟》的电影音乐是五月天第一张全程参与的电影音乐作品，他们从构思、制作到完成花了将近半年时间。
这张电影原声带是五月天除了专辑导向的创作外，再度向其它的音乐领域挑战的作品，之前他们曾经帮许多广告配乐，也曾参与《同志音乐专辑》的幕后制作工作，在不同专辑的电影配乐创作中，五月天天马行空的发挥他们的想象力，将视觉与音乐融为一体，也开创许多了五月天过去不曾有过的音乐风格与经验。
地球概论复习题
地球概论复习题一、名词解释1. 恒星时：以春分点为参考点，由春分点的周日视运动所确立的时间，称为恒星时。
2. 宇宙：有两方面的含义：哲学上的宇宙是天地万物的总称，是无限的宇宙。
时间上是无始无终的，空间上是无边无际的。
科学的宇宙是指总星系。
空间尺度100多亿光年，起源于150亿年前的大爆炸。
3. 回归年：以春分点为参考点，太阳沿黄道连续二次经过春分点所需的时间为回归年。
4. 太阳回归运动：是太阳直射点在南北回归线之内有规律的移动。
5. 朔望月：即月相变化的周期，也就是从朔到望或从望到朔的时间叫朔望月。
6 .天文单位：地球与太阳的平均距离，常被用作太阳系范围内计量距离的单位7. 经度:是一种两面角，是本地子午线平面和本初子午线平面的夹角。
纬度:是线面角，是本地法线和赤道平面的夹角。
8. 历法：推算年月日的时间长度，协调它们的关系，制定一定的时间序列法则。
9. 天球：天球就是以观测者为球心，以无限大为半径所描绘出的假想球面。
10. 引潮力：又称“起潮力”，引起地球上潮汐现象的力。
来源于月球和太阳。
11. 秒差距：即周年视差为1〃的恒星的距离，用符号PC表示。
12. 潮汐：午前和午后的一次海水上涨现象。
13. 太阳高度角：是指太阳对于地平的高度角。
14. 太阳日：某地经线连续两次与日地中心连线相交的时间间隔。
24小时15. 日食:地球上某些地区有时看到太阳表面全部或部分被遮掩的现象。
16月食:地球上看见满月出现部分或全部月面变暗的现象。
食限：日月食的发生，要求日月相合（或相冲）于黄白交点或附近。
这个附近有一定的限度，它就是食限。
17 食季：是有可能发生日月食的一段时间，它同食限相联系。
太阳经过食限的这段时间就被叫做食季。
一、主要概念1、宇宙：有两方面的含义：哲学上的宇宙是天地万物的总称，是无限的宇宙。
时间上是无始无终的，空间上是无边无际的。
科学的宇宙是指总星系。
空间尺度100多亿光年，起源于150亿年前的大爆炸。
11_恒星的测量
得仙女座大星云M31的距离为75万光年(现在认 为应是220万光年) ★天琴座RR变星：它们光变周期不同，但绝对 星等都在+0.5等左右
★新星、超新星
作为测距的“标准烛光”：
新星 极大光度～ -7.6等 超新星 SNⅠ 光极大时 ～ -19等 SNⅡ 光极大时 ～ -17等
■行星状星云
■ HⅡ区 ■球状星团
全天可见约 6000 颗恒星
1 等星 22颗 2 等星 71颗 3 等星 190颗 4 等星 610颗 5 等星 1929颗 余下都是6等星
织女星 天狼星 满月 太阳
0.03m -1.44
m
- 4.4m 金星最亮时 -12.74 m -26.75
m
最大地面望远镜 +25m
+30m 哈勃空间望远镜
(3) 视星等的种类 • 由于接收器对不同频率的辐射，灵敏度不同， 所以视星等的测量通常是在某一波段范围内 进行的。 • 根据测量波段的不同，视星等可以分为 目视星等(v)、照相星等(pg)和光电星等(pe)， 在全波段测量得到的星等称为热星等(bol)。
第十五章 恒
大学物理课答案11章
习题1111-1．测量星体表面温度的方法之一是将其看作黑体，测量它的峰值波长m λ，利用维恩定律便可求出T 。
已知太阳、北极星和天狼星的m λ分别为60.5010m -⨯，60.4310m -⨯和60.2910m -⨯，试计算它们的表面温度。
解：由维恩定律：m T b λ=，其中：310898.2-⨯=b ，那么：太阳：362.8981057960.510m bT K λ--⨯===⨯； 北极星：362.8981067400.4310m bT K λ--⨯===⨯；天狼星：362.8981099930.2910m bT K λ--⨯===⨯。
11-2．宇宙大爆炸遗留在宇宙空间的均匀背景辐射相当于温度为K 3的黑体辐射，试计算： （1）此辐射的单色辐出度的峰值波长； （2）地球表面接收到此辐射的功率。
解：（1）由m T b λ=，有342.898109.66103m b m T λ--⨯===⨯； （2）由4M T σ=，有：424P T R σπ=⨯地，那么：328494(637010) 5.67103 2.3410P W π-=⨯⨯⨯⨯⨯=⨯。
11-3．在加热黑体过程中，其单色辐出度对应的峰值波长由0.69μm 变化到0.50μm ，求总辐出度改变为原来的多少倍？解：由 b T m =λ 和 4T M σ=可得，63.3)5.069.0()()(440400====m m T T M M λλ11-4．已知000K 2时钨的辐出度与黑体的辐出度之比为259.0。
设灯泡的钨丝面积为2cm 10，其他能量损失不计，求维持灯丝温度所消耗的电功率。
解：∵4P T S σ=⋅黑体，消耗的功率等于钨丝的幅出度，所以，44840.2591010 5.67102000235P S T W ησ--==⨯⨯⨯⨯⨯=。
11-5．天文学中常用热辐射定律估算恒星的半径。
现观测到某恒星热辐射的峰值波长为m λ；辐射到地面上单位面积的功率为W 。
观察北方天空恒星的视运动
观察北方天空恒星的视运动作者：暂无来源：《军事文摘·科学少年》 2017年第11期我们曾经在2017年第7期里介绍过观察恒星的视运动，那里举的例子是站在北半球中纬度地区（例如北纬40°），面对南方，观察南面天空中的星座。
看上去位于南面天空中的星星跟太阳一样东升西落，视运动的轨迹也是倾斜的半圆，从东到南再到西。
这一期我们要带同学们（仍然是在北半球中纬度地区，例如北纬40°），转身面对北方，观察北面天空中星座的周日视运动。
一、地球某地可观测的星空范围在观察之前，我们要给同学们讲清楚一个观察星空的常识：由于地球在自转，所以同纬度上的人们观察到的星空的范围是一样的（只是时间不同而已）；但由于地球是球形的，所以站在不同纬度上的观察者能够看到天空中的星星的范围就不同了。
那么在地球上不同纬度的人，可以看到多大范围的天空呢？为了后面的计算方便，我们把赤道的纬度规定为0度，赤道以北到北极点的纬度是0度～+90度，赤道以南到南极点的纬度是0度～-90度（也就是南半球的纬度是负的）。
现在假如某人站在北半球地理纬度为Φ的地方（参考图1-1，图中O点表示地心，NOS表示极轴，AB是观察者所在地平线，A＇OB＇是观察者所在地平线的平行线，COD是AB的垂线。
通过天顶，A〞OB〞与A〞OB〞相对于地轴是对称的，也就是角A＇ON=A〞ON=B＇ON=B〞ON）。
那么理想情况下，站在北半球地理纬度为Φ的观察者可以看到当地地平线以上的星空，就是从-（90-Φ）度以上的星空；又由于地球的自转轴是通过南北极的极轴，所以我们能够看到的星空实际上是B＇ON这个扇面沿极轴转动的星空，用纬度表示就是-（90-Φ）度～90度，其中A＇OA"这个角度范围的星空是重叠的（图1-1中红色部分对应的星空），也就是在这个范围里的星星永不落下；同样道理，图中B＇OB〞这个角度范围的星空是不可见的（图1-1中绿色部分对应的星空），也就是在这个范围里的星星永不升起。
名著导读《星星离我们有多远》阅读练习及答案
名著导读《星星离我们有多远》导读与练习【作者简介】卞毓麟(1943— )，1965年南京大学天文系毕业。
现为中国科学院北京天文台教授，中国天文学会常务理事，天文学名词审定委员会主任，中国科普作家协会会员，上海科技教育出版社版权部主任，上海天文学会副理事长，中国科普作协翻译工作委员会副主任。
卞毓麟从事科普创作20多年，参与编著、翻译的科普图书有70余种，发表的科普文章约400篇，累计字数400余万。
他的读者从刚识字的娃娃到非本行的科学家都有，他的科普佳作不仅熔科学性趣味性于一炉，且极富人文色彩，如《恐龙·陨石及社会文明》《“水调歌头·明月几时有”科学注》《莎士比亚外篇》《叫三声夸克》等，无不描绘着科学与文化一个个闪光的交点。
他曾多次获得表彰，中国科普作家协会表彰他为“建国以来，特别是科普作协成立以来成绩突出的科普作家”；在1996年的全国科普工作会议上，他又被授予“全国先进科普工作者”的称号。
【作品概述】《星星离我们有多远》是科普作家卞毓麟创作的科普著作。
全书包含“序曲”“尾声”共十一篇。
序曲：从郭沫若的诗歌《天上的街市》和“牛郎织女”的神话传说引入，简要介绍星座的概念、划分与命名的有关知识。
大地的尺寸西方科学家在研究星星的距离的过程中，首先弄懂了地球是圆形的，并且初步测出了地球的周长；接着中国唐代科学家第一次进行了子午线的实测工作；后来的科学家们利用三角网，测定出了子午线的长度，更精确地测出了地球的形状。
明月何处有公元前3世纪小亚细亚的阿里斯塔克初步推算出了月球的大小，指出地球不是字宙中最大的天体，古希腊的天文学家伊巴谷初步测量出了月球到地球的距离；法国天文学家拉卡伊和他的学生拉朗德利用三角法测量出了月亮到地球的距离；后来的科学家先用雷达，再用激光精确地测量出了月亮到地球的距离。
太阳离我们多远德国天文学家开普勒在研究中发现了行星运动的三大定律；接着介绍“视差”的概念，意大利天文家卡西尼领导筹建了巴黎天文台，并测量出了火星视差；后来哈雷，潘格雷、恩克等天文学家利用“金星凌日”的机会测定了大阳视差。
星云星团表
梅西耶星云星团表法国天文学家梅西耶编制的星云和星团表，内含110个天体，绝大多数适合天文爱好者观测。
M1(蟹状星云）M1就是著名的蟹状星云，它是一团无定形的膨胀气体云。
它被划为行星状星云，但本质上与典型的行星状星云完全不同。
它已被证认为超新星遗迹。
M1（蟹状星云）NGC编号：NGC1952赤经：05h31.5m（0531+21）赤纬+21°01′所在星座：金牛座离地球距离：6.3千光年视星等：8.4视径：36x34'类型：弥漫星云小知识：超新星的候选者沃尔夫·拉叶星WR124距地球约21000光年，是标准的超新星候选者。
在未来的80-1000000年中，银河系中的多个大恒星都被认为有可能成为超新星，它们包括螣蛇十二、海山二、蛇夫座RS、天蝎座U、KPD1930+2752、HD 179821、IRC+10420、大犬座VY、参宿四、心宿二和角宿一。
很多沃尔夫·拉叶星，例如天社一、WR 104、以及五合星团中的成员星，都被认为是在“近”未来中成为超新星的候选恒星。
距离地球最近的超新星候选者是飞马座IK（HR 8210），它距地球只有150光年。
它是一个由一颗主序星和一颗白矮星组成的密近双星系统，两者相距仅为三千一百万千米。
据估计其中白矮星的质量约为太阳的1.15倍，大约在几百万年后白矮星将通过吸积增长到足够的质量，从而演化为一颗Ia型超新星。
超新星爆炸M2（球状星团）种类：球状星团直径：175光年包含恒星数量：150000颗特点：比较紧缩的球状星团之一, 而且其中心部分相当稠密。
离地球距离：37.5千光年所属星座：宝瓶座赤经：21h33.5m赤纬：-00°49′视星等：6.5视径：13NCG编号：NCG 7089发现时间：1746年9月11日Jean-Dominique Maraldi，14年后梅西叶独立地再次发现并且给它编号。
观测：肉眼不能见到，但使用一般望远镜可以相当容易地发现它。
哈工大天文学概论第11节
某些通常很暗的星星，突然爆发出比原来的亮度强几千 到几百万倍的光，叫新星，有的亮度增强到一亿乃至几亿倍， 叫超新星。以后它们又逐渐暗弱下去，好象在星空中做客一 般，所以被古人称之为“客星“。 我国对新星和超新星的出现早有记载。商代甲骨卜辞中 就记载了大约公元前十四世纪出现于天蝎座α星附近的一颗新 星。《汉书· 天文志》中记载有：“元光元年五月，客星见于 房。”这记录的是公元前134年出现的一颗新星，这颗新星是 中外史书中均有记载的第一颗新星，与其它国家的记载比， 我国的记载不仅写明了时间，还写明了方位，因此法国天文 学家比奥在着《新星汇编》时把《汉书》的记载列为首位。 18世纪末，有人透过望远镜，在天关星附近发现一块外 形像螃蟹的星云，取名叫蟹状星云。1921年，科学家发现在 蟹状星云中有一颗脉冲星，它是已发现的脉冲星中周期最短 的一个，也是迄今所知唯一的全波脉冲星。根据蟹状星云的 膨胀速度推算，这颗星应该是公元1054年爆发的一颗超新星 产生的。而这颗超新星在我国的史书《宋会要辑稿》上有详 细的记载。
关于日食的甲骨文拓片
星图星表 我国古代取得了大量天体测量成果，为后人留下了 很多珍贵的星图、星表。 星表是把测量出的恒星的坐标加以汇编而成的。大 约在公元前四世纪的战国时代，魏人石申编写了《天文》 一书共８卷，后人称之为《石氏星经》。虽然它到宋代 以后失传了，但我们今天仍然能从唐代的天文著作《开 元占经》中见到它的一些片断，并从中可以整理出一份 石氏星表来，其中有二十八宿距星和115颗恒星的赤道 坐标位置。这是世界上最古老的星表之一。 早在先秦时期，我国古代天文学家就开始绘制星图。 现存最早的描绘在纸上的星图是唐代的敦煌星图。唐敦 煌星图最早发现于敦煌藏经洞，1907年被英国人斯坦因 盗走，至今仍保存在英国伦敦博物馆内。它绘于公元 940年，图上共有1350颗星，它的特点是赤道区域采用 圆柱形投影，极区采用球面投影，与现代星图的绘制方 法相同，是我国流传至今最早采用圆、横两种画法由于其温度比太阳其它部分的温度 低，所以光芒也较之其它处幽暗一 些，从地球上看仿佛是太阳表面出 现了黑色的斑点或斑块，所以又称 日斑。 关于太阳黑子，中国有世界上最早的观测记录。大约在 公元前140 年前的《淮南子》一书中就有“日中有踆乌” 的记述。现今世界公认的最早的太阳黑子记事，是载于 《汉书 · 五行志》中的河平元年（公元前28 年）三月出 现的太阳黑子：“河平元年……三月己未，日出黄，有 黑气大如钱，居日中央。”这一记录将黑子出现的时间 与位置都叙述得详细清楚。欧洲关于太阳黑子纪事的最 早时间是公元807年8月，当时还被误认为是水星凌日的 现象，直到意大利天文学家伽利略1660年发明天文望远 镜后，才确认黑子是确实存在的。而在此之前，我国历 史上已有关于黑子的101 次记录，这些记录不但有时间， 还有形状、大小、位置以及变化情况等等。难怪美国天 文学家海尔会赞叹道：“中国古代观测天象，如此精勤， 实属惊人。他们观测日斑，比西方早约2000年，历史上 记载不绝，并且都很正确可信。”
古代中国对恒星亮度与距离的测量
古代中国对恒星亮度与距离的测量恒星是夜空中闪烁的亮点，自古以来就吸引着人们对宇宙的好奇和研究。
在没有现代科技的时代，古代中国人民通过观测和测量，尽力探索恒星的亮度和距离。
本文将从此角度展开论述，以揭示古代中国人民对恒星测量的方法和成果。
一、古代恒星观测的历史背景古代中国人民对恒星亮度与距离的测量有着悠久的历史。
早在唐代，佛教经典《大智度论》中就提到了恒星亮度的概念。
宋代的《天象志》中也有详细描述恒星的分类和观测方法。
此外，明代天文学家郭守敬、清代天文学家郑板桥等人也做出了一系列有关恒星的观测和测量工作，为后人的研究奠定了基础。
二、古代恒星亮度的测量恒星的亮度是指恒星发出的光线强弱。
虽然古代没有现代仪器，但古代中国人民使用肉眼观测恒星亮度的方法却十分独特。
1. 黑点法古代中国人民发现，当恒星靠近地平线时，通常会受到大气折射的影响，其亮度会因此减弱。
他们利用这一现象，采用黑点法进行恒星亮度的测量。
具体方法是以太阳为参照，用一块极小的黑色物体遮住太阳，然后观察恒星与太阳的亮度差异，通过比较估算恒星的亮度级别。
2. 定标法古代中国人民也采用定标法来测量恒星亮度。
定标法的核心思想是以一颗已知亮度的星体作为参照，通过观测类似恒星的亮度，进行对比推测。
可以选择中国的古代星官作为参照，比如北斗七星等。
通过对比观测对象与参照星体的亮度差异，可以得出恒星的亮度级别。
三、古代恒星距离的测量恒星距离的测量对于研究宇宙的结构和恒星的演化具有重要意义，古代中国人民在没有现代科技设备的条件下，也在努力进行着恒星距离的测量。
1. 视差法古代中国人民主要采用视差法来测量恒星的距离。
视差法的基本原理是，当地球绕太阳公转时，观测同一恒星的位置会有微小的偏移。
通过观测恒星在不同时间的位置变化，可以得出其与地球的距离。
古代中国人民通过参照恒星的亮度、速度等参数，应用几何和三角法，利用数学知识来计算恒星的视差，从而推断出恒星的距离。
2. 色指数法古代中国人民还使用色指数法来估算恒星的距离。
恒星的亮度与色指数
恒星的亮度与色指数
恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们以其炽热的核反应产生能量
并向外辐射光和热。
恒星的亮度与色指数是研究恒星性质的重要指标，通过这两个参数我们可以了解恒星的发光特性和物理特征。
恒星的亮度是指恒星在单位时间内辐射出的能量总量，通常用太阳
亮度为基准进行比较。
太阳亮度被定义为1个太阳光照在地球上的辐
射能量，约为3.8×10^26瓦特。
根据亮度的定义，我们可以得知恒星的亮度与其表面温度和半径有着密切的关系。
恒星亮度的测量对于确定
恒星的大小、温度和年龄至关重要。
色指数是恒星在不同波长下的亮度比值，通常用B和V波段的亮度比值来度量。
B波段对应的是蓝光，V波段对应的是可见光。
色指数的计算可以通过望远镜观测到的恒星光谱得到，其值可以反映恒星的颜色，从而进行恒星的分类和识别。
通过研究恒星的亮度与色指数，天文学家可以推断恒星的性质和演
化阶段。
亮度与色指数的组合分析可以帮助确定恒星的表面温度、光
谱类型和距离，进而揭示恒星在恒星演化图上的位置。
此外，亮度与
色指数还可以用来研究恒星演化的过程，比如在恒星内部发生的核反应、恒星的质量丢失和演化路径等问题。
总之，恒星的亮度与色指数是研究恒星的重要参数，它们提供了关
于恒星性质、演化和天体物理过程的重要信息。
通过观测和分析恒星
的亮度与色指数，我们可以更好地理解宇宙中恒星的奥秘和演化规律。
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星星离我们有多远内容概括
星星离我们有多远内容概括摘要：一、引言1.介绍星星距离我们遥远的事实2.引发读者对星星距离的好奇心二、星星距离的测量方法1.利用视差法2.利用三角测量法3.利用哈勃定律三、星星距离的实际值1.距离太阳最近的恒星2.距离银河系中心的恒星3.距离我们最远的可见恒星四、星星距离的意义1.反映宇宙的规模2.帮助我们理解宇宙的演化3.对人类未来的影响五、结论1.总结星星距离的重要性和影响2.强调人类对宇宙探索的重要性正文：星星离我们有多远？这是人类自古以来就产生好奇心的一个问题。
在漫长的历史中，人们通过不断地观察和研究，找到了一些测量星星距离的方法。
本文将详细介绍这些方法，并探讨星星距离对我们的意义。
首先，我们来了解一下测量星星距离的方法。
最常用的方法是视差法，它是基于地球自转和公转产生的视角差来计算距离。
此外，三角测量法和哈勃定律也是常用的测量方法。
三角测量法是通过测量恒星之间的角度，再结合已知的距离来推算其他恒星的距离。
哈勃定律则是通过观测宇宙中星系的红移现象，来推算其距离。
那么，星星距离我们实际有多远呢？距离太阳最近的恒星是比邻星，它距离我们大约4.22 光年。
距离银河系中心的恒星则有数万光年之遥。
而距离我们最远的可见恒星，其距离达到了数十亿光年。
这些数字让人不禁感叹宇宙的浩渺无垠。
星星距离对我们的意义是什么呢？首先，它反映了宇宙的规模。
通过对星星距离的研究，我们可以了解到宇宙中有多少星系、恒星和其他天体。
其次，星星距离有助于我们理解宇宙的演化。
根据大爆炸理论，宇宙从一个高密度、高温的状态开始膨胀，随着时间的推移，星系和恒星逐渐远离我们。
因此，研究星星距离可以揭示宇宙的年龄和膨胀速度。
最后，星星距离对人类未来的影响也不容忽视。
随着科技的进步，人类有可能在未来的某一天，乘坐宇宙飞船穿越星际，探索那些遥远的星球。
总之，星星距离我们遥远，但这并不妨碍我们探索宇宙的奥秘。
通过对星星距离的研究，我们可以更好地了解宇宙的规模和演化，进而为人类未来的发展做出贡献。
天体物理_恒星结构的基本方程及积分定理
天体物理学恒星结构的基本方程及积分定理1.写出描述恒星结构的五个基本方程，并在此基础上解释H-R 图主序成带状的原因。
质量分布方程d m (r )d r=4πr 2ρ(r )(1)流体静力学平衡方程d P (r )d r =−Gm (r )r 2ρ(r )(2)光度方程d L (r )d r=4πr 2ρ(r )ε(r )(3)温度梯度方程(能流方程)d T (r )d r =−κ(r )ρ(r )L (r )16πr 2σT 3(r )(辐射为主)(4)1T (r )d T (r )d r =γ−1γ1P (r )d P (r )d r(对流为主)(5)物态方程P =P (ρ,T,XY Z )(6)•非简并等离子体情况P =ρkT m H 2X +34Y +12Z +13aT4•简并气体情况P =P e +P I +P r .其中,电子简并压P e 由方程(21)或(22)给出,离子压力P I 非简并= X +14Y ρkTm H,辐射压P r =13aT4注:核产能率ε、吸收系数κ以及化学元素丰度X,Y,Z 等参数需要事先给定.所以,这5个方程要确定5个未知数:m (r ),P (r ),L (r ),T (r ),ρ(r ).H-R 图主序成带状的原因:当核燃烧使得化学成分(化学元素丰度X,Y,Z 等参数)发生变化时,恒星的结构(方程的解m,P,L,T,ρ)也会随之而变化.但在主序星阶段,虽然核心区域的氢核聚变使得化学成分发生了改变,这种改变会使恒星的光谱型和光度产生一定变化,但这一变化不是很大.变化的结果,只导致主星序在H-R 图上成为一条有一定宽度的带,而不是一条细线.2.计算恒星能量所满足的位力定理的表达式。
联立方程(1)(2)得4πr 2d P =−Gm (r )r2d m (7)两边同乘r ,并对整个恒星积分得R 04πr 3d P =− MGm (r )r d m (8)其中P =P (r ),m =m (r ),故对方程(8)等号左边分部积分后,得(4πr 3P ) r =Rr =0−3R 04πr 2P d r =− M 0Gm (r )r d m (9)边界条件:恒星表面(r =R ),内外两方向无压力差,即P (R )=0.所以,方程(9)等号左边第一项为零,方程化为3 R 04πr 2P d r = MGm (r )r d m (10)通过引入ρ(r )将方程(10)的积分变量统一成d m ,方程化为3 R 04πr 2ρρP d r =3 M 0P ρd m = M 0Gm (r )r d m (11)方程(11)化为3 M 0P ρd m = MGm (r )r d m (12)再利用热力学关系P=(γ−1)ε,Pρ=(γ−1)ερ(13)其中,γ是多方指数,ε是单位体积恒星物质的内能,将热力学关系(13)代入方程(12),得3 M(γ−1)ερd m=MGm(r)rd m(14)其中,ε/ρ相当于单位质量的内能,故对m积分得出总的内能,方程(14)可进一步化简为3(γ−1)U=−V3(γ−1)U+V=0(15)方程(15)就是恒星的总内能(相当于粒子系统的总动能)和引力势能所满足的位力定理.其中,U为恒星的总内能,V为整个恒星的自引力势能.讨论:利用这一定理,可以得到恒星的总能量是E=U+V=−(3γ−4)U=3γ−43(γ−1)V(16)•一个稳定的引力束缚系统必有E<0,故方程(16)要求γ>4/3,恒星才能有稳定的结构.•γ≤4/3意味着E≥0,此时恒星的结构不稳定(对应相对论性简并气体的情况)•特例γ=1,当U(或E)取任意值时,V恒为零.一个自引力势能恒为零的系统,是不会形成任何束缚态结构的.3.计算电子简并压强（用元素丰度表示）。
物理学家介绍--第谷布拉赫
第谷·布拉赫第谷·布拉赫（Tycho Brahe，1546-1601），丹麦天文学家和占星学家。
1546年12月14日生于斯坎尼亚省基乌德斯特普的一个贵族家庭，1601年10月24日，第谷逝世于布拉格，终年57岁。
1572年11月11日第谷发现仙后座中的一颗新星，后来受丹麦国王腓特烈二世的邀请，在汶岛建造天堡观象台，经过20年的观测，第谷发现了许多新的天文现象。
第谷·布拉赫曾提出一种介于地心说和日心说之间的宇宙结构体系，十七世纪初传入我国后曾一度被接受。
第谷所做的观测精度之高，是他同时代的人望尘莫及的。
第谷编制的一部恒星表相当准确，至今仍然有价值。
中文名：第谷·布拉赫外文名：Tycho Brahe出生地：斯坎尼亚省基乌德斯特普出生日期：1546年12月14日逝世日期：1601年10月24日职业：天文学家、占星学家毕业院校：罗斯托克大学主要成就：近代天文学的奠基人1.人物介绍第谷于1559年入哥本哈根大学读书。
1560年8月，他根据预报观察到一次日食，这使他对天文学产生了极大的兴趣。
1562年第谷转到德国莱比锡大学学习法律，但却利用全部的业余时间研究天文学。
1563年第谷观察了木星和土星（两行星在天空靠在一起），并写出了他的第一份天文观测资料，同时注意到合的发生时刻比星历表预言的早了一个月。
他领悟到当时用的星历表不够精确，于是开始了长期系统的观测，想自己编制更精确的星历表。
1566年第谷开始到各国漫游，并在德国罗斯托克大学攻读天文学。
从此他开始了毕生的天文研究工作，取得了重大的成就。
在巴塞尔和奥格斯堡继续求学后，第谷因父亲生病而返回家乡。
1572年11月11日，他看到仙后座有一颗新的明亮恒星，便使用他自己造的仪器对这颗星进行了一系列观测，直到它1574年3月变暗到看不见为止。
前后16个月的详细观察和记载，取得了惊人的结果，彻底动摇了亚里士多德的天体不变的学说，开辟了天文学发展的新领域。
六年级语文11课宇宙生命之谜笔记
六年级语文11课宇宙生命之谜笔记一、课文简介本课是一篇科普知识的文章，主要讲述了关于宇宙生命的一些主要观点和理论。
文章从科学家对宇宙生命的探索入手，引出了对宇宙生命的各种猜想，包括是否存在其他星球的生命、地球生命存在的条件、火星生命的可能性等等。
接着，文章详细介绍了科学家们的研究方法和过程，包括对太阳系行星的观测、对宇宙射线的了解、以及对地球生命的化学成分的分析等等。
最后，文章总结了科学家们的结论，提出了宇宙生命存在的可能性，并呼吁人们加强对宇宙生命的探索和研究。
二、重点词汇1. 生命：生命是指有生命的实体，包括人类、动物、植物等。
2. 宇宙：宇宙是指无限广阔的空间，包括所有的星系、行星、恒星等。
3. 探索：探索是指对未知事物的探索和研究。
4. 恒星：恒星是指发光发热的天体，如太阳。
5. 行星：行星是指围绕恒星旋转的天体，如地球。
6. 推测：推测是指根据已有的知识或信息进行的猜测或推断。
7. 研究：研究是指对某种事物进行深入的分析和研究。
8. 可能：可能是指有某种可能性或概率。
9. 必须：必须是指必须做某件事情或达到某种条件。
10. 结论：结论是指经过研究和分析后得出的结果或结论。
三、重点句子1. 宇宙之大，远远超出我们的想象，而生命的存在更是奇妙而神秘。
2. 科学家们经过多年的研究和探索，发现了一些可能存在生命的星球，但至今仍未找到确凿的证据。
3. 在探索宇宙生命的道路上，我们需要不断学习和研究，以便更好地了解宇宙和生命。
4. 对于是否存在其他星球的生命这一问题，科学家们持有不同的观点和理论。
5. 我们需要不断探索和研究宇宙生命，以便更好地了解我们的宇宙和生命本身。
天文知识
2006年第三届“星巡之家”杯天文网络知识竞赛预赛试题（共120分）一、填空题（共32分）1. 昴宿星团是一个十分年轻的______群，大约有______颗恒星。
它也叫“____________”，因为其中有七颗恒星用肉眼就能看见。
（本题6分，2分/空）2.有一群恒星叫珠宝盒星团，其用肉眼观测就像是一团雾，所以，我们需要借助一台______天文望远镜来观测它。
（本题2分）3.夜空中最明亮的恒星是______，也叫______，因为它属于______座。
（本题6分，2分/空）4.在黄道中的十二星座分别是______、______、______、______、______、______、______、______、______、______、______和______。
（本题不计顺序，共6分，0.5分/空）5.在相对论前物理学（pre-relativity physics）里，假设理想刚体位形的定律是符合于欧几里得几何学（Euclidean geometry）的，则标记在刚体上的两点构成一个______，如果现在能用坐标x1、x2、x3表示这个空间里的点，使得该刚体两点两端的坐标差△x1、△x2、△x3，对于该刚体两点两端所取的每个方向都有_________________________的关系，则称这样的参考空间为___________空间，这样的坐标为________坐标。
（本题12分，3分/空）二、名词解释（共16分，每题4分）6.天文光学望远镜7.星座8.天球坐标系9.梅西叶天体三、简答题（共27分）10.请简述CCD的性能指标。
（提示：分别就“CCD性能优良的表现”与“使用中存在的问题和困难”简述。
本题共22分）11.请简述如何选择观测偶发流星的有利时机。
（本题共5分）（以下为新增题目）1.现在通用的历法的前身是儒略历,它起源于: （C ）A、古巴比伦B、古代中国C、古罗马D、古埃及2下弦月观测月亮的时间和方位是: （D ）A、傍晚,西部天空B、上半夜, 东部天空C、下半夜,西部天空D、下半夜,东部天空3、脉冲星的密度高达10亿吨/立方厘米，它主要是由_B__组成。
恒星半径范围
恒星半径范围
恒星半径的范围是很大的，一般来说，恒星的半径可以从8.7×10^7米到3.4×10^11米。
例如，太阳的半径为69.6万公里，这是地球半径的109倍，而它的体积是地球的130万倍。
另一方面，宇宙中存在质量最大的恒星R136a1，其质量达到了太阳的265倍。
而最小的恒星，如红矮星，其半径会比太阳小得多。
此外，值得注意的是，原子领域的尺寸与恒星领域的尺寸之间存在巨大的差异。
一般来说，原子的半径是1.6×10^-10米到6.4×10^-7米，这比恒星的半径小得多。
总的来说，恒星半径的范围非常广，从几公里到几亿公里不等，这取决于恒星的质量、年龄、演化状态等多种因素。
HC_(3)N,另一种激波示踪分子?
HC_(3)N,另一种激波示踪分子？张江水;汪友鑫;陈家梁;赵洁瑜;邹益鹏【期刊名称】《广州大学学报:自然科学版》【年(卷),期】2022(21)4【摘要】激波,即冲击波,与恒星形成演化过程密切相关。
目前,已知的激波示踪分子主要有氧化硅(SiO)、氧化硫(SO)和异氰酸(HNCO)。
最近的研究表明,恒星形成区中HC_(3)N的形成可能与激波有关。
为了检验HC_(3)N是否可以作为激波的示踪分子,使用IRAM望远镜对21个大质量恒星形成区的HC_(3)N J=12-11和SiO J=5-4进行了观测。
对观测资料处理分析,发现在所有源中都探测到了HC_(3)NJ=12-11,在12个源中探测到SiO J=5-4谱线。
和SiO分子谱线一样,绝大多数源(16个)的HC_(3)N J=12-11谱线也显示出明显的线翼特征。
对HC_(3)N J=12-11有明显线翼的源进一步分析显示,HC_(3)N确实存在于恒星形成活动活跃的区域。
通过分析HC_(3)N J=12-11和SiO J=5-4的积分强度的相关性,发现这两种分子参数具有显著的正相关(相关系数r=0.86)。
观测分析结果支持HC_(3)N为另外一种高速激波的示踪分子。
【总页数】7页(P87-93)【作者】张江水;汪友鑫;陈家梁;赵洁瑜;邹益鹏【作者单位】广州大学天体物理中心【正文语种】中文【中图分类】P15【相关文献】1.纳米示踪平面激光散射技术在激波复杂流场测量中的应用2.外泌体活体示踪的分子影像学研究进展3.SO:分子云的硫同位素丰度比32S/34S的另一种示踪分子4.亮红外星系NGC 1614中多谱线示踪的致密分子气体5.PLL-USPION-PMSCs分子探针靶向探测结直肠癌的MRI在体示踪研究因版权原因，仅展示原文概要，查看原文内容请购买。
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恒星的距离通常以秒差距 (parsec) 或光年 (light year) 作为单位 令a = 1 AU 为平均日地距离（1天文单位），d为 恒星的距离，则 π = a / d ; π ′′ = 206265 ′′( a / d )
其 中 a = 1 AU
206265 ′′ 1 AU = (") pc d = π ′′ π 恒星距离的“秒差距”数等于其周年视差“角秒”数的 倒数。 1 秒差距是1″的周年视差所对应的恒星距离 1 秒差距 (pc) = 3.085×1016米 (m)
平方反比定律: 单位面积接收到的辐射强度F与光源距离d 的平方成反比， 即 F∝d -2
视目视星等(apparent visual magnitude)
• 星等是对亮度的度量 • 所谓亮度(brightness)在天文学中指某天体的电磁 辐射对接收器(人眼、望远镜等)的照度。亮度不仅 与光源距离的平方成反比，而且还与接收器对辐射 的 选 择 效 应 有 关 ( 如 人 眼 对 λ=555 纳 米 的 光 最 敏 感)。 • 由于照度与光源的距离有关，所以在天文学里，亮 度 有 视 亮 度 (apparent brightness) 与 绝 对 亮 度 (absolute brightness)的区别。 • 又由于照度与接收器对辐射的选择效应有关，所以 星等按接收器不同而分为不同的系统，肉眼观测到 的星等叫目视星等(visual magnitude)，用mv表示。
（6）宇宙学距离
哈勃定律为 Vr=DH0 H0为已知的哈勃常数，Vr为天体视向速 度，由此求得的就是宇宙学距离。 上式只能用于远距离天体。如果Vr接近光 速，还要考虑相对论性改正。
7.距离的直接测定
雷达测距和激光测距。只能用于最近的天 体，如月亮、金星等。
■变星测距法 ★造父变星的周光关系：哈勃第一个成功地测
（2）分光视差法
5lg r = m − M + 5
m为恒星的视星等，很容易测量。 M为恒星的绝对星等 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，由 上式距离就测出来了。通常这被称作 分光视差法。 分光视差可达到 3x104 pc
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。 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，进而也可求出距离。
D D = B/sinp = B/p（D>>B）
恒星
a a a r= ≈ = 206265 sin π π π ′′
1弧度= 57.3 × 60 × 60′′
π
= 206265′′
1 pc = 206265a = 3.09 × 1018 cm = 3.26 光年
r
太阳
1 r= pc π ′′
a
地球
（3）光度距离
设天体光度为L，亮度为B，则有 B∝L·D－2 B是可观测量，如果能设法求到光度L，则可由 上式求得距离D，称为光度距离。
（4）尺度距离 设天体的角直径为θ，线直径为d，则有 d=θ·D θ是可观测量，如能设法得到线直径d，则 可由上式求得距离D，称为尺度距离。
（5）速度距离
设天体的运动角速度为ω，相应的线速度 为v，则有 v＝ω·D 角速度ω是可观测量，要是能知道与ω相 应的v，由上式可求得距离，称为速度距离。
2. 视星等m (apparent magnitude)
古希腊天文学家Hipparcos在公元前150年左右首先创立的 表征恒星亮度的系统（1等星-6等星） • 星等值越大，视亮度越低 • 天文学家在此基础上建立了星等系统，定义1等星的 亮度是6等亮度的100倍，即星等每相差1等，亮度比 为(100)1/5=100.4≈2.512倍 • 星等分别为m1和m2的恒星亮度之比为 F1/F2 = 10-0.4 (m -m ) m1－m2=－2.5 log (F1/F2) 或m =－2.5 log (F/F0)，其中F0为定标常数
■旋涡星系、椭圆星系
的谱线宽度
■最亮的星系(巨椭圆星系，它们具有大致确定
星等系统(光度系统)
目视星等 人眼对黄绿光（平均波长约为550nm）最 敏感 照相星等 照相底片对蓝紫光（250－500nm，平均 波长约为430nm）最敏感 仿视星等 用黄绿色滤光片配合照相底片，得到的 灵敏度与人眼大致相同 光电星等 由安装在望远镜终端的光电光度计测得 辐射星等 用对各个波段辐射灵敏度均相同的探测 器测得 热星等 表征恒星在整个电磁波段辐射总量
1 2
视星等m与照度F
• • • • • A、B、C三颗星 如 mC=(mA+mB)/2 等差级数 则 FC=(FA· FB)1/2 等比级数 即 log FC = ( log FA +log FB)/2 m ∝ logF
• 对视觉器官的意义 • 听觉器官与此类似：声强与声强级
视星等m: 一 天体在频率υ处的视星等定义为
其中fυ是天体的辐射流（单位为W/m2）。在经典或 织女星等系统（Vega, αLyra）中，一颗AOV星是被 用作参考星，在织女星等系统中，Vega在所有频率 中都是0星等。星等的对数标度反映人眼对光强度的 敏感。现今，AB星等系统变得普及，在AB系统中，一 个常量fυ的源具有常量星等： 归一化流量是这样选取，Vega星等和AB星等在 5500Å相同。
光度L/L⊙
1 0.01
绝对星等 M= M⊙－2.5 log (L/L⊙)
0.0001
习题[p.227,(14)]
• 已知： L1=0.5L⊙ , L2=4.5 L⊙, m1=m2 • 求：d1/d2=? • 解： M1－M2 =－2.5 log (L1/L2)
• •
d=10(m-M+5)/5 d 1 /d2=10(m -M +5)-(m -M +5)/5 (M -M )/5 = 1 0 (2.5 lg (L /L ))/5 =10 -0.5 lg 9 – lg 3 =10 =10 =1/3
现在最广泛应用的Johnson UBV ,RI 滤光片系 统，由Bessel(PASA，1990)重新绘制。一颗类似 太阳G5V星的光谱重叠在上图以比较。
部分天体的视星等
练
习
• 由一颗1等星与一颗2等星组成的双星系 统，其总亮度是多少等？ • 3等？ • 1.5等？ • 0.5等？ • 0.6等？
大部分观测中，测量辐射流并不是单色，而是对 某一滤光片带宽积分。典型滤光片具有带宽为几 百至2000Å。
某些滤光系统设计为：
能得到典型的精度为：Δm∼Δfx/fx∼0.02
对于AOV星的绝对辐射流 Sλ具有目视亮度 V=0 mag (因为它像Vega星， 显然在Vega系统中有 UBVRJHKLMN=0) 对于 Johnson滤光片的 有效波长如右表： 与V相应的值是 SV=3.66×10-23 Wm-2Hz-1 N=1004 光子cm-2Å-1
= 3.26光年 (ly) = 206265天文单位 (AU)
月球和太阳视角径约半度 将手伸直可当量角器
• 周年视差 (annual parallax) π： 以地球轨道半长径作为测量恒星距离的基线， 周年视差π是恒星相对于地球轨道半长径所张 的角 。
π
通过测量恒星 在天球上（相 对于遥远的背 景星）相隔半 年角位置的变 化而得。
计
算
1 2
m1－m2=－2.5 log (F1/F2) 或F1/F2 = 10 -0.4 (m -m ) 其中 m1=1，m 2 =2， 故 F1/F2 = 10 0.4 总照度F=F1+F2 = F1 (1+F2 / F1 ) m－m1=－2.5 lg (F/F1) m= m1 －2.5 lg (F/F1)= m1 －2.5 lg (1+F2/F1) m = m1 －2.5 lg (1+10 -0.4 (m -m )) = 1－2.5 lg (1+10 -0.4)=0.636
• 最近的恒星
Barnard星ρ= 0.55″ d = 1.8 pc (6.0 ly)
α Centauri Proxima
ρ= 0.76″
d=1.3 pc（4.3 ly）
• 限制 – 由于受到地球大气扰动的影响，周年视差的 精确测量受到限制 – 地面望远镜的角分辨本领一般不超过0.01″ – Hipparcos卫星（1989年8月发射） 的角分辨率达到0.001″， 测量了约100万颗恒星的距离 三角测距法只适用于近距离 （≤30-500 pc）的恒星
全天可见约 6000 颗恒星
1 等星 22颗 2 等星 71颗 3 等星 190颗 4 等星 610颗 5 等星 1929颗 余下都是6等星
织女星 天狼星 满月 太阳
0.03m -1.44
m
- 4.4m 金星最亮时 -12.74 m -26.75
m
最大地面望远镜 +25m
+30m 哈勃空间望远镜
(3) 视星等的种类 • 由于接收器对不同频率的辐射，灵敏度不同， 所以视星等的测量通常是在某一波段范围内 进行的。 • 根据测量波段的不同，视星等可以分为 目视星等(v)、照相星等(pg)和光电星等(pe)， 在全波段测量得到的星等称为热星等(bol)。
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简便方法： F∝ L /d2 F=C L∝ d2 d∝ L 1/2
§15.1 恒星的距离和运动 测量距离的重要性 • 我们肉眼只能知道恒星 在天球上的投影的位置 • 不知道恒星的距离就不能确定恒星 空间的真实分布 运动速度 发射电磁波的真实强度