星星离我们有多远.ppt
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有了分光视差法，原来人们求出距离的恒星数目便迅速 上升，从原来的一百秒差距一举推进到上万秒差距。
4.书中图46是造父一的亮度，随着时间变化的情 况，这种曲线名叫，“光变曲线” ，可以看出 造父一，最亮时是3.6等，最暗时是4.3的亮度的 变化，达到1.9倍。
假如能测出这些造父变星的视差的（三角视差或 分光视差都行），我们便可以由他们的视星等推 算出绝对星等变，并可以研究绝对，星等同光变 周期之间究竟有什么联系。遗憾的是，没有一颗 造父变星离我们近得足以测出它的三角视差。
从图上可以看到，代表大多数恒星的点子多分布在 从左上方到右下方的一条对角线上，太阳正在它的 中部。这条对角线称为主序，若在主序上的恒星， 便称为主序星，在左下角有一些颜色白而发光能力 较差的恒星，我们称为白矮星，把上方是一些特别 亮的星称为超巨星，在超巨星与主序星之间则水平 的分布着一些巨星。
正是这种赫罗图为人们了解恒星如何度过它的一生，提 供了极其重要的线索，不过我们在这更更加关心的则是 他如何使人们大大增加了有关恒星距离的知识，赫罗图 推求恒星视差的方法便是有名的 “分光视差法”。
于是人们便可以这样来推求一颗相当遥远的恒星的距离： 先拍摄它的光谱，确定它的光谱型，接着又考察它的光 谱中某些谱线的强度比由此判断他是巨星还是主序星， 这时就可以粗略的确定他在赫罗图中应该占据的位置， 也就是说它的绝对星等大致就等于赫罗图上同样光谱型 的主序星（或巨星）的绝对星等的平均值，知道它的绝 对星的号在同他的事情等进行比较，便可以求出这颗星 的距离了。
文方法确定它的椭圆轨道的形状和大小，以及他 要wk.baidu.com阳公转一周所花费的时间。这样，根据开普 勒行星运动第三定律，便可以算出它与太阳的平 均距离是多少天文单位。
日地之间平均距离的最精确的数据是由金星的雷 达测距求得的，人们向金星发射无线电脉冲，并 接收从金星表面发生反射的回波，记录下电波往 返所需的时间，再测量时刻金星到地球的距离是 多少千米。如前所述，在根据开普勒的行星运动 第三定律，就可以推算出一个天文单位的长度。
远远的街灯明了， 好像闪着无数的明星。 天上的明星现了， 好像点着无数的街灯。 我想那缥缈的空中， 定然有美丽的街市。 街市上陈列的一些物品， 定然是世上没有的珍奇。 你看，那浅浅的天河， 定然是不甚宽广。 那隔着河的牛郎织女， 定能够骑着牛儿来往。 我想他们此刻， 定然在天街闲游。 不信，请看那朵流星， 那是他们提着灯笼在走。
目前测得的最准确的数据日地距离是1.496×10⁸ km
其他的测量恒星距离的方法：分光视差法，造父 周光关系测距法，谱线红移测距法
1.三角测量法.用三角法测定的视差，都称为”三 角视差” ，直到20世纪80年代初,用三角法总共只 求出约7000颗恒星的距离.因为三角测量的极限 是一百秒差距左右。
总之，在，视星等、绝对星等和距离（或视差） 这三个数字中，如果已经知道了其中的两个，就 可以计算出另外一个，这在推算恒星距离时十分 有用。
3.在进行恒星光谱分类之后，天文学家们有发现： 表面温度高的恒星发光能力也强，表面温度低的恒 星发光能力也低。
20世纪初赫罗，通过研究和总结，制成了赫罗图。
但是造父视差法，力所能及的范围大致也就是 1300秒差距。
……
星星看似与我们遥不可及，但因为天文学家们不 懈的追求，让我们看到了宇宙，这正是追求科学 的力量。敞开胸怀，拥抱群星，净化心灵，寄情 宇宙，这是卞毓麟认为的天文工作者所必须做到 的。
我们应该学习像卞毓麟以及其他天文学家们，学 习他们积极进取，不断超越的品质，并以与他们 一样的热忱投入到学习中，绽放青春的花朵。这 是我们能做到的，也是必须要做到的！
1秒差距=3.259光年
=206265天文单位
=3.08×10的13次方千米
而比一百秒差距更远的恒星都该算作远距恒星。
2. 从地球上看，一颗恒星的亮度，称为它的是亮 度，他的星等数称为“视星等”。
（光源的是亮度和它到观测者的距离平方成反 比。）
在天文学中，通常多假定将恒星移到10秒差距的 距离上来比较它们的亮度。一颗星处在这个你上 的视星等，就叫做这颗星的 “绝对星等”。
地球并不是一个正球体，而是一
个两极稍扁、赤道略鼓的不规则 球体，地球的平均半径6371千米 ， 最大周长约4万千米，表面积约 5.1亿平方千米。
1.1752年，拉卡伊和拉朗德用三角 法计算出：月球与地球之间的平 均距离大约为地球半径的60倍。
2.雷达测月：利用无线电脉冲测距。 3.激光测月：由于激光的方向性极
好，光束非常集中，单色性极强， 因此它的回波很容易与其它来源 的光（例如背景太阳光）区分开， 所以激光测月的精度极高，可精 确到几厘米。
地球月球平均距离 384,400千米
开普勒第三定律：a³=T²（T为以年作单位的行星 的公转周期，a是以天文单位为单位量该行星与 太阳的平均距离）
观测一颗行星在天空中的位置变化，便可以用天
卞毓麟，江苏泰州人，1943年7月生于上 海。1965年毕业于南京大学天文学系，旋 赴中国科学院北京天文台从事科研工作， 1998年任上海科技教育出版社编审。现为 全国科技名词审定委员会委员，中国天文 学会理事，中国科普作家协会常务理事， 中国科学院研究生院人文学院科学传播中 心特聘研究员，上海交通大学科学史和科 学哲学系兼职教授，上海市天文学会副理 事长，上海市科普作家协会副理事长。著 译图书30部，主编与参撰图书百余种，发 表学术论文70余篇，科普和科学文化作品 500余篇。先后被评为“全国先进科普工 作者”、“建国以来，特别是科普作协成 立以来成绩突出的科普作家”、“优秀天 文科普工作者”、“北京市先进科普工作 者”等，曾获第四届上海市大众科学奖。 作品曾获国家图书奖、“五个一工程”图 书奖、中国图书奖、国家图书馆文津图书 奖等多项奖励，其作品多次入选中小学语 文读本。
4.书中图46是造父一的亮度，随着时间变化的情 况，这种曲线名叫，“光变曲线” ，可以看出 造父一，最亮时是3.6等，最暗时是4.3的亮度的 变化，达到1.9倍。
假如能测出这些造父变星的视差的（三角视差或 分光视差都行），我们便可以由他们的视星等推 算出绝对星等变，并可以研究绝对，星等同光变 周期之间究竟有什么联系。遗憾的是，没有一颗 造父变星离我们近得足以测出它的三角视差。
从图上可以看到，代表大多数恒星的点子多分布在 从左上方到右下方的一条对角线上，太阳正在它的 中部。这条对角线称为主序，若在主序上的恒星， 便称为主序星，在左下角有一些颜色白而发光能力 较差的恒星，我们称为白矮星，把上方是一些特别 亮的星称为超巨星，在超巨星与主序星之间则水平 的分布着一些巨星。
正是这种赫罗图为人们了解恒星如何度过它的一生，提 供了极其重要的线索，不过我们在这更更加关心的则是 他如何使人们大大增加了有关恒星距离的知识，赫罗图 推求恒星视差的方法便是有名的 “分光视差法”。
于是人们便可以这样来推求一颗相当遥远的恒星的距离： 先拍摄它的光谱，确定它的光谱型，接着又考察它的光 谱中某些谱线的强度比由此判断他是巨星还是主序星， 这时就可以粗略的确定他在赫罗图中应该占据的位置， 也就是说它的绝对星等大致就等于赫罗图上同样光谱型 的主序星（或巨星）的绝对星等的平均值，知道它的绝 对星的号在同他的事情等进行比较，便可以求出这颗星 的距离了。
文方法确定它的椭圆轨道的形状和大小，以及他 要wk.baidu.com阳公转一周所花费的时间。这样，根据开普 勒行星运动第三定律，便可以算出它与太阳的平 均距离是多少天文单位。
日地之间平均距离的最精确的数据是由金星的雷 达测距求得的，人们向金星发射无线电脉冲，并 接收从金星表面发生反射的回波，记录下电波往 返所需的时间，再测量时刻金星到地球的距离是 多少千米。如前所述，在根据开普勒的行星运动 第三定律，就可以推算出一个天文单位的长度。
远远的街灯明了， 好像闪着无数的明星。 天上的明星现了， 好像点着无数的街灯。 我想那缥缈的空中， 定然有美丽的街市。 街市上陈列的一些物品， 定然是世上没有的珍奇。 你看，那浅浅的天河， 定然是不甚宽广。 那隔着河的牛郎织女， 定能够骑着牛儿来往。 我想他们此刻， 定然在天街闲游。 不信，请看那朵流星， 那是他们提着灯笼在走。
目前测得的最准确的数据日地距离是1.496×10⁸ km
其他的测量恒星距离的方法：分光视差法，造父 周光关系测距法，谱线红移测距法
1.三角测量法.用三角法测定的视差，都称为”三 角视差” ，直到20世纪80年代初,用三角法总共只 求出约7000颗恒星的距离.因为三角测量的极限 是一百秒差距左右。
总之，在，视星等、绝对星等和距离（或视差） 这三个数字中，如果已经知道了其中的两个，就 可以计算出另外一个，这在推算恒星距离时十分 有用。
3.在进行恒星光谱分类之后，天文学家们有发现： 表面温度高的恒星发光能力也强，表面温度低的恒 星发光能力也低。
20世纪初赫罗，通过研究和总结，制成了赫罗图。
但是造父视差法，力所能及的范围大致也就是 1300秒差距。
……
星星看似与我们遥不可及，但因为天文学家们不 懈的追求，让我们看到了宇宙，这正是追求科学 的力量。敞开胸怀，拥抱群星，净化心灵，寄情 宇宙，这是卞毓麟认为的天文工作者所必须做到 的。
我们应该学习像卞毓麟以及其他天文学家们，学 习他们积极进取，不断超越的品质，并以与他们 一样的热忱投入到学习中，绽放青春的花朵。这 是我们能做到的，也是必须要做到的！
1秒差距=3.259光年
=206265天文单位
=3.08×10的13次方千米
而比一百秒差距更远的恒星都该算作远距恒星。
2. 从地球上看，一颗恒星的亮度，称为它的是亮 度，他的星等数称为“视星等”。
（光源的是亮度和它到观测者的距离平方成反 比。）
在天文学中，通常多假定将恒星移到10秒差距的 距离上来比较它们的亮度。一颗星处在这个你上 的视星等，就叫做这颗星的 “绝对星等”。
地球并不是一个正球体，而是一
个两极稍扁、赤道略鼓的不规则 球体，地球的平均半径6371千米 ， 最大周长约4万千米，表面积约 5.1亿平方千米。
1.1752年，拉卡伊和拉朗德用三角 法计算出：月球与地球之间的平 均距离大约为地球半径的60倍。
2.雷达测月：利用无线电脉冲测距。 3.激光测月：由于激光的方向性极
好，光束非常集中，单色性极强， 因此它的回波很容易与其它来源 的光（例如背景太阳光）区分开， 所以激光测月的精度极高，可精 确到几厘米。
地球月球平均距离 384,400千米
开普勒第三定律：a³=T²（T为以年作单位的行星 的公转周期，a是以天文单位为单位量该行星与 太阳的平均距离）
观测一颗行星在天空中的位置变化，便可以用天
卞毓麟，江苏泰州人，1943年7月生于上 海。1965年毕业于南京大学天文学系，旋 赴中国科学院北京天文台从事科研工作， 1998年任上海科技教育出版社编审。现为 全国科技名词审定委员会委员，中国天文 学会理事，中国科普作家协会常务理事， 中国科学院研究生院人文学院科学传播中 心特聘研究员，上海交通大学科学史和科 学哲学系兼职教授，上海市天文学会副理 事长，上海市科普作家协会副理事长。著 译图书30部，主编与参撰图书百余种，发 表学术论文70余篇，科普和科学文化作品 500余篇。先后被评为“全国先进科普工 作者”、“建国以来，特别是科普作协成 立以来成绩突出的科普作家”、“优秀天 文科普工作者”、“北京市先进科普工作 者”等，曾获第四届上海市大众科学奖。 作品曾获国家图书奖、“五个一工程”图 书奖、中国图书奖、国家图书馆文津图书 奖等多项奖励，其作品多次入选中小学语 文读本。