第四章 探索恒星与星系
自行的发现 1718年哈雷在研究岁差量的大小的时候， 发现喜帕恰斯和托勒密测定的某些恒星，如 大犬座（天狼星）、牧夫座（大角星） 猎户座、金牛座等亮星的黄纬与“现 测值之间有微小不同 哈雷得出，恒星不是固定的，它们有自己 的运动：proper motion一一自行。 天狼星的年自行量为：赤经自行一0".63， 赤纬自行十1”.20；大角星：赤经自行一 1".40,赤纬自行+2”.01
n Ψ 一万年后的 北斗七星
天体距离的测量 小结：天体距离测定的方法 方法 测量天体 距离尺度 三角视差法 太阳系及邻近恒星 ≤100pc 分光视差、威尔逊 银河星团及较远恒 ≤30Kpc 一巴普法 星 主序重迭，天琴RR 球状星团 ≤300Kpc 造父变星、新星 邻近星系 ≤10Mpc 星系亮度 遥远星系 z<0.1 超新星 遥远星系 z≤1 星系红移 遥远星系 宇宙学距离
小结：天体距离测定的方法 方法 测量天体 距离尺度 三角视差法 太阳系及邻近恒星 100pc 分光视差、威尔逊 —巴普法 银河星团及较远恒 星 30Kpc 主序重迭，天琴 RR 球状星团 300Kpc 造父变星、新星 邻近星系 10Mpc 星系亮度 遥远星系 z 0.1 超新星 遥远星系 z 1 星系红移 遥远星系 宇宙学距离
三角视差法 测量宇宙尺度的第一步所采用的方法，就是绘制地 图时，在地面上测量位置和距离所用的三角法。天 文学家通常使用视差这个术语。视差，即遥远物体 由于对其进行观测的位置改变而表现出的移动，可 以用于测量太阳系中的距离 日地距离在天文学中叫做天文单位，记作AU,有了 这条1.5亿千米长的基线，也许就有可能去测量地球 到位星的距离了。 如果从一条长度等于日地距离的基线的两个端点看 一颗恒星显示出1角秒的视差位移，则它到该基 线的距离就称为1秒差距，记作pc。也就是说，若以 长为3亿千米的地球轨道直径作为基线，一颗距离为 1秒差距的恒星将显示出2角秒的视差
三角视差法 n 测量宇宙尺度的第一步所采用的方法，就是绘制地 图时，在地面上测量位置和距离所用的三角法。天 文学家通常使用视差这个术语。视差，即遥远物体 由于对其进行观测的位置改变而表现出的移动，可 以用于测量太阳系中的距离。 n 日地距离在天文学中叫做天文单位，记作AU，有了 这条1.5亿千米长的基线，也许就有可能去测量地球 到恒星的距离了。 n 如果从一条长度等于日地距离的基线的两个端点看 去，一颗恒星显示出1角秒的视差位移，则它到该基 线的距离就称为1秒差距，记作pc。也就是说，若以 长为3亿千米的地球轨道直径作为基线，一颗距离为 1秒差距的恒星将显示出2角秒的视差
分光视差法 如果一颗恒星光谱中特定的谱线样式已记录在案 ,并且已通过视差测定其距离，从而真实亮度也 已得知，后来又发现另一颗更遥远的恒星有着同 样的光谱类型，那么就可以合理地猜想后者也有 着同样的真实亮度。 当然，后面这颗星看上去更暗，通过精确地测量 它的视亮度（或暗弱的程度），并与前面那颗距 离已知的恒星作比较，就可以估算出它的距离( 采用牛顿时代的测光视差方法，光度随距离平方 衰减被用于估算太阳和恒星的相对距离)
分光视差法 n 如果一颗恒星光谱中特定的谱线样式已记录在案 ，并且已通过视差测定其距离，从而真实亮度也 已得知，后来又发现另一颗更遥远的恒星有着同 样的光谱类型，那么就可以合理地猜想后者也有 着同样的真实亮度。 n 当然，后面这颗星看上去更暗，通过精确地测量 它的视亮度（或暗弱的程度），并与前面那颗距 离已知的恒星作比较，就可以估算出它的距离（ 采用牛顿时代的测光视差方法，光度随距离平方 衰减被用于估算太阳和恒星的相对距离）
多普勒频移法 当天文学家测出星团中恒星的多普勒运动时，他们 就不仅能得出恒星沿视向的速度，还能由恒星真实 运动方向与视向的交角来进一步推知总速度。 总速度的另一个分量当然就是恒星真实的（以千米 每秒为单位)的横向速度 既然早已得知恒星的自行（以角秒来量度的横越天 空的运动)，于是就可以虚构一个非常瘦长的三角 形来推算那个星团必定有多远，才能使以千米每秒 为单位的那个真实横向速度表现为以角秒为单位的 自行移动
多普勒频移法 n 当天文学家测出星团中恒星的多普勒运动时，他们 就不仅能得出恒星沿视向的速度，还能由恒星真实 运动方向与视向的交角来进一步推知总速度。 n 总速度的另一个分量当然就是恒星真实的（以千米 每秒为单位）的横向速度。 n 既然早已得知恒星的自行（以角秒来量度的横越天 空的运动），于是就可以虚构一个非常瘦长的三角 形来推算那个星团必定有多远，才能使以千米每秒 为单位的那个真实横向速度表现为以角秒为单位的 自行移动
统计视差 不妨猜想 平 而 言样 颗恒星往东和往 西自行的机 大的。那么，如果我 们把所有入选恒星的速度都沿视线方向加 起来并且取平均多普勒速度，我们应该可 尤其 项期这批恒星套膏凭何立向 在横向上，也有同样大的平均速度 。 假定这是对的，就可以通过把预期的实际 横向速度与测量的自行角速度对照，而赋 予这批恒星一个”平均距离 这一技术叫做"统计视差
统计视差 n 不妨猜想，平均而言，一颗恒星往东和往 西自行的机会是一样大的。那么，如果我 们把所有入选恒星的速度都沿视线方向加 起来并且取平均多普勒速度，我们应该可 以预期这批恒星在其他任何方向上，尤其 是在横向上，也有同样大的平均速度。 n 假定这是对的，就可以通过把预期的实际 横向速度与测量的自行角速度对照，而赋 予这批恒星一个"平均距离" 。 n 这一技术叫做"统计视差"
造父变星 造父变星是测量整个银河系乃至宇宙的标尺。我们对宇宙的 测量依赖于掌握少数造父变星的距离。美国女天文学家勒维 堂在肩堂的究成英：适谫莞的造安变 恒星的视亮度与真实发光本领（即光度）成正比，而与距离 的平方成反比。，勒维特发现，在小麦哲伦云的25颗造父变星 中，如果一颗造父变星的周期是3天，而另一颗是30天，则 后者比前者亮6倍。 取一群在一个确有物理联系的星团中的恒星，其中各个恒星 的颜色可以标在一幅所谓的颜色-星等图上。这群星在图上组 成的二条线的位置取决于该星团从地球上看去的亮度，而直 可以调节这个位置，以使所有这样的星团都重合在一条标准 各个星团的线与标准线的差距就反映了各星团距离的
造父变星 n 造父变星是测量整个银河系乃至宇宙的标尺。我们对宇宙的 测量依赖于掌握少数造父变星的距离。美国女天文学家勒维 特在1908年发表了对造父变星的研究成果：越明亮的造父变 星，其亮度变化的周期越长。 n 恒星的视亮度与真实发光本领（即光度）成正比，而与距离 的平方成反比。勒维特发现，在小麦哲伦云的25颗造父变星 中，如果一颗造父变星的周期是3天，而另一颗是30天，则 后者比前者亮6倍。 n 取一群在一个确有物理联系的星团中的恒星，其中各个恒星 的颜色可以标在一幅所谓的颜色-星等图上。这群星在图上组 成的一条线的位置取决于该星团从地球上看去的亮度，而且 可以调节这个位置，以使所有这样的星团都重合在一条标准 线上，各个星团的线与标准线的差距就反映了各星团距离的 不同
天体距离的测量（小结） nearby galaxies (10y) Milky Way (105y) nearby stars (102y) solar system (10-4y) white-dwarf Venus supernovae Sun radar ranging period surface temperature parallax FIGURE 19.22 Measurement of cosmic main-sequence Tully-Fisher distances relies on a chain of interlocking techniques. fitting relation The chain begins with radar ranging to determine distances within our Cepheids solar system and proceeds through parallax and standard candle techniques to distant Hubble's Law.which provides distances to galaxies across the observable universe. standards
