恒星的大小和远近就怎么测量出来的(恒星距离测定最原始的方法)-鞋百科

今天鞋百科给各位分享恒星的半径怎么算的知识，其中也会对恒星的大小和远近就怎么测量出来的(恒星距离测定最原始的方法)进行解释，如果能碰巧解决你现在面临的问题，别忘了关注本站，现在我们开始吧！

恒星的大小和远近就怎么测量出来的

恒星的距离由于恒星距离我们非常遥远，它们的距离测定非常困难。对不同远近的恒星，要用不同的方法测定。目前，已有很多种测定恒星距离的方法：三角视差法，分光视差法，分光视差法，造父周光关系测距法，谱线红移测距法

三角视差法河内天体的距离又称为视差，恒星对日地平均距离（a）的张角叫做恒星的三角视差（p），则较近的恒星的距离D可表示为：sinπ=a/D

恒星的大小和远近就怎么测量出来的

若π很小，π以角秒表示，且单位取秒差距（pc），则有：D=1/π

用周年视差法测定恒星距离，有一定的局限性，因为恒星离我们愈远，π就愈小，实际观测中很难测定。三角视差是一切天体距离测量的基础，至今用这种方法测量了约10，000多颗恒星。

天文学上的距离单位除天文单位（AU）、秒差距（pc）外，还有光年（ly），即光在真空中一年所走过的距离，相当94605亿千米。三种距离单位的关系是：

1秒差距（pc）=206265天文单位（AU）=3.26光年=3.09×1013千米

1光年（1y）=0.307秒差距（pc）=63240天文单位（Au）=0.95×1013千米。

分光视差法对于距离更遥远的恒星，比如距离超过110pc的恒星，由于周年视差非常小，无法用三角视差法测出。于是，又发展了另外一种比较方便的方法--分光视差法。该方法的核心是根据恒星的谱线强度去确定恒星的光度，知道了光度（绝对星等M），由观测得到的视星等（m）就可以得到距离。

m - M= -5 + 5logD.

造父周光关系测距法大质量的恒星，当演化到晚期时，会呈现出不稳定的脉动现象，形成脉动变星。在这些脉动变星中，有一类脉动周期非常规则，中文名叫造父。造父是中国古代的星官名称。仙王座δ星中有一颗名为造父一，它是一颗亮度会发生变化的“变星”。变星的光变原因很多。造父一属于脉动变星一类。当它的星体膨胀时就显得亮些，体积缩小时就显得暗些。造父一的这种亮度变化很有规律，它的变化周期是5天8小时46分38秒钟，称为“光变周期”。在恒星世界里，凡跟造父一有相同变化的变星，统称“造父变星”。

1912 年美国一位女天文学家勒维特（Leavitt 1868--1921）研究小麦哲伦星系内的造父变星的星等与光变周期时发现：光变周期越长的恒星，其亮度就越大。这就是对后来测定恒星距离很有用的“周光关系”。目前在银河系内共发现了700多颗造父变星。许多河外星系的距离都是靠这个量天尺测量的。

谱线红移测距法20 世纪初，光谱研究发现几乎所有星系的都有红移现象。所谓红移是指观测到的谱线的波长（l）比相应的实验室测知的谱线的波长（l0）要长，而在光谱中红光的波长较长，因而把谱线向波长较长的方向的移动叫做光谱的红移，z=(l-l0)/ l0。1929年哈勃用2.5米大型望远镜观测到更多的河外星系，又发现星系距我们越远，其谱线红移量越大。

谱线红移的流行解释是大**宇宙学说。哈勃指出天体红移与距离有关：Z = H*d /c，这就是著名的哈勃定律，式中Z为红移量；c为光速；d为距离；H为哈勃常数，其值为50～80千米/（秒·兆秒差距）。根据这个定律，只要测出河外星系谱线的红移量Z，便可算出星系的距离D。用谱线红移法可以测定远达百亿光年计的距离。

威尔逊-巴普法1957年，O.C.威尔逊和巴普两人发现，晚型（G、K和M型）恒星光谱（见恒星光谱分类）中电离钙的反转发射线宽度的对数与恒星的绝对星等之间存在着线性关系。对这条谱线进行光谱分析，便可得到晚型恒星的距离。[1]

星际视差法在恒星的光谱中出现有星际物质所产生的吸收线。这些星际吸收线的强度与恒星的距离有关：星越远，星和观测者之间存在的星际物质越多，星际吸收线就越强。利用这个关系可测定恒星的距离。常用的星际吸收线是最强的电离钙的K线和中性钠的D双线。不过这个方法只适用于O型和早B型星，因为其他恒星本身也会产生K线和D线，这种谱线同星际物质所产生的同样谱线混合在一起无法区分。由于星际物质分布不均匀，一般说来，用此法测得的距离，精度是不高的。

力学视差法目视双星的相对轨道运动遵循开普勒第三定律，即伴星绕主星运转的轨道椭圆的半长径的立方与绕转周期的平方成正比。设主星和伴星的质量分别为m1和m2，以太阳质量为单位表示，绕转周期P以恒星年（见年）为单位表示，轨道的半长径的线长度A以天文单位表示，这种双星在观测者处所张的角度 α以角秒表示，则其周年视差π为：，

式中α和P可从观测得到。因此，如果知道双星的质量，便可按上述公式求得该双星的周年视差。如果不知道双星的质量，则用迭代法解上式，仍可求得较可靠的周年视差。周年视差的倒数就是该双星以秒差距为单位的距离。

星群视差法移动星团的成员星都具有相同的空间速度。由于**作用，它们的自行会聚于天球上的一点或者从某点向外发散，这个点称为“辐射点”。知道了移动星团的辐射点位置，并从观测得到n个成员星的自行μk 和视向速度V 噰（k=1,2，…，n），则该星团的平均周年视差为：

式中θk为第k个成员星和辐射点的角距，堸为 n个成员星的空间速度的平均值。这样求得的周年视差的精度很高。但目前此法只适用于毕星团。其他移动星团因距离太远，不能由观测得到可靠的自行值。

统计视差法

根据对大量恒星的统计分析资料，知道恒星的视差与自行之间有相当密切的关系：自行越大，视差也越大。因此对具有某种共同特征并包含有相当数量恒星的星群，可以根据它们的自行的平均值估计它们的平均周年视差。这样得到的结果是比较可靠的。

自转视差法银河系的较差自转（即在离银河系核心的距离不同处，有不同的自转速率）对恒星的视向速度有影响。这种影响的大小与星群离太阳的距离远近有关，因此可从视向速度的观测中求出星群的平均距离。这个方法只能应用于离太阳不太远，距离大约在1,200秒差距以内的恒星。

测定天体的距离是天体测量最重要的研究课题之一，尽管方法很多，但要得到可靠的结果是不容易的。因此，对于某一天体，应尽可能采用几种方法分别测定它的距离，然后相互校核，才能得到可靠的结果。

——摘自百度百科恒星测距法词条

在天文学中，最小恒星有多小？最大的有多大？

目前人类观测到的最小质量恒星，是太阳质量的7.21%；最大质量恒星，是太阳质量的265倍。

恒星理论质量

在恒星演化理论中，天体质量几乎决定了天体的性质，比如：

（1）一颗行星超过13倍木星质量后，内部的温度和压力将使得氢元素发生聚变反应，但是反应过程十分缓慢，无法形成真正的恒星，这类天体叫做褐矮星；

（2）褐矮星质量继续增加，超过大约77倍木星质量（约为太阳质量的7%）后，内部的核聚变反应将彻底点燃，成为一颗真正的恒星；

（3）恒星质量继续增加，内部核聚变也将更剧烈，恒星的寿命反而会变得更短，理论上恒星质量上限约为300倍太阳质量（该数据目前还没有定论），质量过大后恒星将塌缩为黑洞。

2MASS J05233822-1403022

以上编号简称J0523，是人类目前发现的最小质量恒星，质量是木星的77倍，是太阳的7.21%，体积是木星的87%，表面温度为1800℃，距离地球40光年。

J0523虽然距离地球不远，但是亮度非常暗，直到2014年，科学家们才发现它的存在；J0523几乎已经是恒星质量的理论下限了，如果质量再小一点，J0523将无法形成恒星，只能算是褐矮星。

也正是由于J0523恒星的质量很小，所以内部的核聚变反应相对于大质量恒星来说慢很多，而J0523的理论寿命，将达到数百万亿年，远比我们宇宙年龄长。

R136a1

恒星R136a1，是目前人类发现的最大质量恒星，是太阳质量的265倍，体积是太阳的32倍，表面温度高达5万度，距离地球16.3万光年，位于大麦哲伦星云内的R136超星团。

因为R136a1的质量太大，所以内部核聚变反应非常剧烈，消耗质量非常快，寿命也只有几百万年的时间，目前R136a1的年龄为80万年。

恒星质量分布

在天文学中，有一个恒星质量和数量的分布规律，就是质量越大的恒星数量越小，统计数据上形成一个类似金字塔的结构，如下图

所以在我们宇宙中，小质量恒星是远远多于大质量恒星的。

十大恒星大小排名榜

十大最亮恒星：
天狼星老人星阿尔法双星大角星织女星, 五车二参宿七南河三阿却尔纳星参宿四

一、天狼星

它是夜空中最亮的一颗星。天狼星(Sirius)的名字来源于希腊语词汇“Seirius”，意思是“灼热的”。

天狼星大犬星座中的一颗恒星，距地球大约8.6光年。在古希腊，天狼星的升起标志着标志着夏季最热的时候。这也是短语“dog days of summer”(三伏天)的出处。

二、老人星

老人星是船底星座中的一颗恒星，距地球650光年，是天空中第二颗最亮的星。船底星座是从前的南船星座的一个组成部分，南船座就是贾森和阿尔戈英雄乘坐的寻找金羊毛的船。南船座的另两个组成部分是船帆星座和船尾星座。

老人星最终变成银河系中最大的白矮星之一，它的质量也许会大到可以燃烧自身的碳元素，从而成为罕见的氖氧白矮星。

三、阿尔法双星

阿尔法双星也实际上是由三颗凭借万有引力联系在一起的恒星组成。两颗主要的恒星就是阿尔法A和阿尔法B。最小的那个是一颗红矮星，叫做阿尔法C。

它们距地球的平均距离是4.3光年，是太空中距离太阳系最近的邻居。

四、大角星

大角星是北半球夜空中最亮的恒星。它被称为“大熊守望者”，紧靠着大熊星座，位于北极附近。大角星的名字出自希腊词汇“Arktos”，意思是“熊”。

大角星是牧夫星座中最亮的星，距地球约36光年，它的质量是太阳的两倍，亮度是太阳的215倍。

五、织女星

织女星的名字出自阿拉伯语，它的意思是“俯冲的雄鹰”或者“**”。织女星天琴座中的最亮的一颗星。天琴座比较小，但却因为属于环状星云而闻名。

织女星是一颗燃烧氢的矮星，亮度是太阳的54倍，质量是太阳的1.5倍。距离地球25光年，这是一个相当近的距离了。

六、五车二

五车二是御夫座中的主星，它是该星座中最亮的一颗，在北天极附近，距地球约46光年。

五车二是一颗迷人的双星，它由一颗明亮的黄巨星和一颗昏暗的红矮星组成。

七、参宿七

在猎户星座西侧的脚踵上就是明亮的参宿七。在古代神话中，参宿七就是猎户和天蝎经过一番激烈的战斗后，被天蝎叮咬的地方。在阿拉伯语中“参宿七”的意思就是“脚”。

参宿七是猎户座中的一颗明亮的双星。参宿七A是一颗蓝超巨星，它的光芒是太阳的四万倍。尽管距地球775光年，它依旧在夜空闪着明亮的光辉。

八、南河三

南河三位于小犬星座。它的体积是太阳的两倍，亮度是太阳的七倍。在北半球的冬季，你可以很容易地在猎户星座的东面找到它。

九、阿却尔纳星

阿却尔纳星的名字出自阿拉伯语，意思是“河流的尽头”。这个名字很适合它，因为它正位于波江星座的最南面。

阿却尔纳星是这十大最亮的恒星最热的一颗。它的温度高达华氏24,740到33,740度(绝对温度14,000-19,000)。它的发光度是太阳的2,900到5,400倍，距离地球114光年。

十、参宿四

参宿四的发光度是太阳的55,000倍，只是430光年的距离让它位列十大最亮恒星的末位。参宿四的名字出自阿拉伯语，意思是“腋窝”。

参宿四是一颗红超巨星，直径是太阳的650倍，质量是太阳的15倍。参宿四是一颗很古老的恒星，已经接近生命的末端。

什么是恒星的质量和密度是多少？

恒星的质量是恒星的物理量，是恒星结构和演化的决定因素。利用双星的轨道运动是确定恒星质量最根本、最可靠的方法。一般恒星质量在0.05～120个太阳质量。多数恒星在太阳质量的0.1～10倍，处于银河系旋臂中的多数大恒星，质量大都在6～60倍。如果质量再大的恒星，它就很不稳定，难以存在。如果恒星质量过小，它的中心温度和压力不够，难以产生持久高效核反应提供能量，即不能成为具有恒星性质的天体。

现在已知质量最大的恒星之一如HD93250星，它的质量大约是太阳质量的120倍。HR2422双星的主星和伴星质量大约都是太阳的59倍，角宿一双星的主星质量约为太阳的10倍，五车二双星中两星质量各为太阳的2.7和2.6倍，天狼星主星质量为太阳的2.1倍。质量最小的恒星是鲸鱼座的VV星，它是一对双星，大的一个质量是太阳质量的8％，小的一个只有太阳质量的4％，这个小的已经失去了作为恒星的资格。75％的白矮星质量为太阳的0.45～0.65倍，许多红矮星的质量不到太阳的一半乃至小于太阳的1／10。可见，在恒星世界里，太阳质量也居中等地位。当然，目前已准确测出质量的恒星还不多，还有许多研究工作要做。

以体积除质量就得到平均密度。恒星之间的直径相差1亿倍以上，而恒星之间的质量相差仅几千倍。由此可见，恒星质量差别比体积差异小得多。不难想象恒星之间的密度差别是何等惊人了。地球的密度是水的5.5倍，太阳的平均密度则只有水的1.41倍。比太阳早的主星序的恒星的密度都小于1，比太阳晚的矮星密度都大于1。

作为恒星世界中的巨人红超巨星，它们的体积比太阳大几百万、几亿倍，而质量却只比太阳大几十倍，它们的平均密度仅仅为水的百万、千万甚至亿分之一，其稀薄程度可想而知了。例如，仙王座VV红超巨星的平均密度几乎跟实验室的真空相差无几。在恒星世界中，密度大得惊人的要数中子星和白矮星，白矮星密度达101千克／米3，1立方厘米这样的物质的重量就有好几十吨，它们的体积小得出奇，质量却和太阳不相上下。中子星的密度达10117～1018千克／米3，这是实验室无法达到的超密态。

两行星绕同一恒星在同一平面内做匀速圆周运动,方向相同,A的轨道半径为R1,B的轨道半径为R2,

本题是匀速圆周运动中的追击问题，由于两行星不在同一轨道上，因此它们相距最近时两行星的连线在同一条半径上，R1＜R2，则行星A在行星B与恒星连线上。忽略行星之间的万有引力时，恒星对两行星的万有引力分别是两行星做匀速圆周运动的向心力，因此有
GMm/r^2=mω^2r
ω=(GM/r^3)^(1/2)
两行星的角速度之差为Δω＝[GM(1/R1^3-1/R2^3)]^(1/2)，所以
1.下次相距最近时又在同一条半径上，因此行星A比行星B多转过2π角度。经时间t1=2π/Δω=2π/[GM(1/R1^3-1/R2^3)]^(1/2)
2.两行星相距最远时两行星分别在恒星两侧，且恒星在它们的连线上，因此行星A比B多转过π角度，所用时间
t2=π/Δω=π/[GM(1/R1^3-1/R2^3)]^(1/2)

祝你进步！