⑴ 茫茫宇宙中,科学家如何掌握系外恒星与地球的距离
你知道在中世纪的航海时代,没有雷达,航海家是如何测量船只与远处岛屿的距离吗?用的是一种基础的方法,视差法。站在甲板上,伸出拳头,测量岛屿的方位角,横向行驶一段距离,再重复上述动作即可得出答案。但要知道这个尺度放到宇宙中就犹如一颗沙子一般渺小。 在茫茫宇宙中,尺度变大,科学家是如何掌握恒星与地球的距离的?
早在中世纪的航海时代,由于测距技术不发达,没有雷达。在海上,就很难实时记录远处岛屿与自己的距离。于是航海家们想出来一种数学的方法,利用不同的地理位置形成的视差建立三角形。只需要在在一点测量远处岛屿所处的方位角,前进一小段再测一次方位角,即可得出岛屿和自己的距离。这样我们就得出了计算精度和前进的距离有关,距离越长精度越高。那么这种古老的方法能否在茫茫大的宇宙中使用呢?
我们知道恒星会发光,但我们很难通过接收到的光来计算。这就好比你面前有一盏灯,如果你不用工具去测量,仅仅用笔能算出你和灯的距离吗?当然可以。学过三角的都知道,利用三角形可以求出距离。将灯作为三角的一个点,我们只要在灯的两边各测量视线与垂直方向的夹角即可。其实这就是利用了视差的方法,灯是固定的,而我们利用位置的不同得出的视差建立三角形。
再回到标题,这里的灯不就是恒星吗?于而这种方法在天文学里有一个通俗易懂的名字:三角视差法。利用两点位置的视差建立三角形,只要测出角度即可算出恒星与我们的具体距离。
由于地球在不断围绕太阳公转,我们的位置每时每刻都有变化,如果我们要研究一颗恒星的话,那么选取另外两点建立三角形就十分关键了。正如前面提到的,需要测量不同位置时恒星的方位。由于一般恒星与我们的距离是以光年为单位的,而地球公转轨道的半径只有1.5亿km,因此我们为了使计算结果更精确,选取地球公转轨道的直径作为三角形的一边,这样使恒星对于我们的方位更加容易区分。由于地球公转轨道直径的长度已知,因此只要在1月和7月分别测量一次同一颗恒星的方位角就可以得出答案。
由于系外恒星大多与我们的距离都以光年光年为单位,因此恒星对地球公转直径的张角都十分小,几乎都是以角秒为单位。(1度=3600角秒)角秒也同时延伸出了一种新的天文学长度单位:秒差距(pc)。当恒星对地球公转轨道直径的张角为1角秒时,(由于角度太小,因此三角形的两条边可以视为相等)恒星与地球的距离为1秒差距,约等于3.26光年。当恒星的张角为0.1角秒时,对应的距离是10pc,当恒星的张角为100角秒时,对应的距离是100pc,以此类推。也正是因为计算简便,因此在测量恒星与我们的距离时,通常以秒差距为单位而不是光年。例如,我们熟知的距离我们最近的系外恒星比邻星,与我们的距离约为1.3pc(4.2光年)。
三角视差法是十分基础的测量方法,但它的测量范围仅限在银河系内,河外的天体由于距离我们太遥远,对应的张角太小,以至于地面上的望远镜无法进行精度准确的测量,这时就要换方法了。
如果说三角视差法是底层的基石,那么标准烛光法就是地基上的建筑。怎么理解标准烛光法呢?我们还是以灯来举例子:在你面前有一盏路灯,在路的尽头也有一盏一模一样的路灯,很明显前者看上去较亮,后者更暗。如果我们以面前的灯做标准,知道亮度与距离的关系,再测出远处的路灯看上去的亮度,两者一比即可得出距离。
标准烛光法也是如此,只不过距离更远,(路灯)型号不同罢了。科学家们利用已知亮度的恒星做“烛光”,通过比较远处恒星与“烛光”的真实亮度,就可以知道距离了。其实这里有关问题,由于每个恒星与我们的距离不同,这会导致看上去远处的恒星一定会更暗,但标准烛光法要的是恒星具体亮度。那么科学家们是如何知道远处的恒星具体有多亮呢?
可能有不少人听过视星等,这是我们肉眼能看到的实际亮度,注意,这不是所谓的恒星的具体亮度。所谓具体亮度是指恒星真实发光能力。而绝对星等才是鉴别一个恒星的真实发光能力,如果拿灯泡做例子,那么一颗灯泡的额定功率就是这里的绝对星等。计算绝对星等需要用到视星等,而视星等是可以在地球上直接测量的。
可能会有同学疑惑了,明明算距离,才能得出绝对星等,现在不知道距离,又怎么知道绝对星等呢?没错,绝对星等确实只能计算已知距离的恒星,但别忘了这个测距方法叫标准烛光法,这里的绝对星等公式是用于烛光的,也就是已知亮度和距离的天体。实际上,真正的测距方法如下:
这样科学家就把一颗恒星与我们的距离测出来了。你是不是觉得很简单?实则不然。从名字本身就可以看出,标准烛光法的关键就是在于烛光是否标准,往往烛光的选择决定了计算的精度。一般选择的标准可以是亮度恒定不变的恒星,也可以是变星。其中最着名的莫过于造父变星。其特点是光变周期与光度(发光强度)成正比。在1784年9月10日,爱德华·皮戈特检测到天鹰座η的光度变化,这是第一颗被描述的经典造父变星。但是,这一种造父变星却以几个月后由约翰·古德利克发现的变星造父一为代表。
一般造父变星的光度巨大,因此被用于测量星系间的距离。科学家选取造父变星作为烛光的原因即它有着特定的周光周期。1908-1912年,美国天文学家勒维特在研究大麦哲伦星云和小麦哲伦星云时,在小麦哲伦星云中发现25颗变星,其亮度越大,光变周期越大,极有规律,称为周光关系。如果两颗造父变星的周光周期相同,那么其光度也相同,只要测量较近的造父变星的距离,知道了周光参数,即可得出另一颗的距离。由于星系间的距离一般较长,因此我们可以视其中的恒星与我们的距离几乎相同,那么其中造父变星的距离就代表了该星系与我们的距离。
在银河系内,一般使用的是视差法;在河外,一般采用标准烛光法,而精度取决于烛光的选择。
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参考资料:
1.Cosmic Distance Scales - The Milky Way. [24 September 2014].
2.维基网络wikipidia
3. 冬雷. 测量天体距离的三角视差法[J]. 中国国家天文, 2010, (1):66-69.
4.“量天尺”造父变星最新图片曝光.中新网.2013-11-26
⑵ 天体学家获得了系外恒星到地球距离的精确测量值
12月3日,宇宙和天体学家提前拿到了圣诞礼物:地球到系外恒星的精确距离。
约翰·霍普金斯大学的亚当·里斯因共同发现暗能量而获得了2011年诺贝尔物理学奖,他说:“我在zoom上听到了这一消息,简直幸福得难以言表。”
数据来自欧洲航天局的盖亚号航天器。航天器上的望远镜测量了13亿颗恒星的“视差”,即恒星在天空中明显位置的微小变化——这可以揭示它们的距离。多伦多大学的天体物理学家乔·波维(Jo Bovy)说:“盖亚视差是迄今为止最精确,最精确的距离测定。”
或许,理论物理学的鼎盛时代已经过去,未来是宇宙天文学和材料物理学的天下。但大家或许也知道,天文学的上空有一朵巨大的乌云:宇宙的膨胀速度和理论不符;为了弥合理论和观测,用两种方法测量出的哈勃常数,竟然又不一致。
两种测量哈勃常数的方法:
首先 ,哈勃常数的单位公里/秒/兆帕秒(km/s/Mpc) 。
第一个是基于宇宙微波背景(CMB),即大爆炸遗留下来的、弥漫寰宇的微弱背景辐射。我们对CMB已经进行了相当全面的研究,因此可以区分出背景辐射温度更高和更低的区域,这与早期宇宙中物质的膨胀和收缩相对应。
根据此类数据,对哈勃常数的计算通常会返回的结果大约为每秒每百万秒差距67.4公里。
另一种方法需要测量地球到亮度已知的天体的距离,例如极亮的Ia型超新星和造父变星,后者的亮度具有周期性的变化。
确定它们的绝对亮度后,天文学家就可以计算出到这些天体的距离,因为亮度会以已知的速率随着距离而衰减。因此,有时我们把此类对象称为标准烛光。
后一种方法返回的结果与依据宇宙微波背景辐射获得的数据不同。借助Ia型超新星,最近计算出每秒每百万秒差距72.8的结果。结合Ia超新星宿主星系中的银河系造父变星,甚至给出了更夸张的结果——每秒每百万秒差距74.03公里。
最糟糕或者说最好的可能性是,我们搞错了关于物质世界的基本原理。比较轻松的解释则是,上述测量方法在技术上都不够精确。
最新的盖亚数据,使用独立于前面两种的视差方法,被科学家寄予厚望,希望能够充当最终的裁判。
前段时间在线发布并提交给《天体物理学杂志》的论文里,里斯团队使用新数据将宇宙速度固定在每秒73.2公里/兆帕秒,与之前的值一致,但现在误差范围为1.8%。
https://www.quantamagazine.org/astronomers-get-their-wish-and-the-hubble-crisis-gets-worse-20201217/
⑶ 科学家是如何寻找系外行星的有什么不同的方法
在这个系列里,我们介绍了科学家测量地球直径、质量、日地距离、系外恒星距离的各种方法,有没有让大家长知识呢?接下来,咱们要介绍科学家寻找系外行星的方法~
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总体来说,科学家寻找系外行星的方法就是这么多。显然,除了第一种之外,其他的都是间接方法,也就是利用行星对其他天体的影响。因此,如果想要一颗行星造成的影响足够大,以至于我们能观测到,就对它的质量和它与宿主恒星的距离有一定的要求,这也导致我们发现的大部分系外行星都是大质量、距离近的行星。
想要发现更小的行星,我们就必须有更先进、更精妙的方法,这也是科学家们不断努力的方向。毕竟,大质量的行星,对于人类并不友善。只有和地球接近的行星,才有可能成为我们的下一个家园或者前往宇宙的下一站。
⑷ 怎样辨别系外的真假行星,有什么新的算法呢
由于太阳系外的行星与地球之间的距离不少于10个天文单位,因此地球上的人类无法直接通过派遣探测器去探测系外行星的真实性,通常需要通过间接的方法来验证系外星球是否为行星。目前天文学界常用的方法是“凌日法”,该方法是利用系外星球与恒星之间的位置差来获得星球信息,然而这种方法的准确性并非百分之一百。
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该机器学习方法属于举一反三,它通过学习现有的数据样本,然后来推测未知的样本,虽然准确率无法达到百分之一百的,但始终要比凌日法准确且高效。因此这种算法未来有希望被更多天文学家采纳,用于鉴定系外星球的真实身份。一旦验明正身后,天文学家可以有目的地去观测它们,从而降低探索的盲目性。
⑸ 恒星的质量有哪些计算方法
计算的基础是观测。一般来说,要获得某颗恒星的质量,有力学和光度学两种方法。前者利用双星(天狼星B的质量就是这样计算出来的)、三合星、聚星等的运动来计算,前提是必须能观测到被测恒星的伴星或聚星的其他成员,而望远镜又必须能测得该恒星的自行数据并能得到一定的精度;后者是根据恒星的光谱型、光度和距离等数据来进行计算,前提是必须能观测得到恒星的光谱。
⑹ 星球的质量和面积进率怎么算
星球的质量是通过其密度估算出源来的,而星球的密度又是通过其光谱线估算出来的,比如密度越大的物体越热,它发出的光谱线大多是高频的x射线,更有密度超高的伽马射电星,它发出的光谱中绝大多数是甚高频的伽马射线,星球的体积容易测量。星球的质量就是体积乘以密度。体积只要测一下直径,代公式算一下就可以了.半径的测量完全是一个几何问题,先用三角法测得星球的距离,再由从地球上观测其大小可算出实际直径.
质量要用到力学知识,也比较简单.在天文观测中测量星球围绕中心天体的速度或周期,再测量运行半径,就可以用开普勒定律(或牛顿定律)算出来.
一、计算太阳系内星球质量
牛顿的万有引力公式F=GmM/r^2,其中F为引力,G为万有引力常数(6.67×10N·m²/kg² ),M和m为两个物体的质量,r为两个物体的距离。
地球是围绕太阳公转,太阳对地球的引力等于地球公转的向心力,所以GMX/R^2=MV^2/R,其中M为地球质量,X为太阳的质量,V是地球公转的线速度,变形之后可以得到GX/R^2=V^2/R,因此通过天文观测得到地球公转半径R,和公转线速度V,即可计算出太阳质量X。
计算出太阳的质量之后,通过天文观测太阳系其他行星的公转半径R,和公转线速度V,就可以通过公式计算出太阳系其他星球的质量了。
二、计算太阳系外星球的质量
太阳系外恒星质量计算方法有三种,一种是双星系统,双星系统是两颗恒星围绕一个质点运动,根据开普勒第三定律,只要知道两个恒星的距离和运动周期,就可以利用公式计算出两个恒星的总质量,距离和周期都可以通过天文观察获得。
星球的质量是通过其密度估算出源来的,而星球的密度又是通过其光谱线估算出来的,比如密度越大的物体越热,它发出的光谱线大多是高频的x射线,更有密度超高的伽马射电星,它发出的光谱中绝大多数是甚高频的伽马射线,星球的体积容易测量。星球的质量就是体积乘以密度。体积只要测一下直径,代公式算一下就可以了.半径的测量完全是一个几何问题,先用三角法测得星球的距离,再由从地球上观测其大小可算出实际直径.
质量要用到力学知识,也比较简单.在天文观测中测量星球围绕中心天体的速度或周期,再测量运行半径,就可以用开普勒定律(或牛顿定律)算出来.
第二种计算方法是通过光度推算,相同类型的恒星,质量越大,光度越大,因此可以通过恒星的光度,和已知相似恒星的质量来推算出恒星质量。
第三种计算方式是通过引力红移计算,由广义相对论可知,强引力天体发射的电磁波波长会变长(红移现象),根据红移的偏移量和恒星的直径,就可以计算出恒星的质量。
虽然我们不能达到遥远的星球,但是我们可以通过科学的方法计算出这些星球的质量。