天体演化笔记3

3、如何测量天体距离？

（1）太阳系内天体距离的测定 ：雷达测距和激光测距。只能用于最近的天体，如月亮、金星等。

（2）三角视差法：相隔半年时间，在地球公转轨道直径的两端观测同一颗恒星，该恒星对地球轨道半径的张角π，称为恒星的视差。地球轨道半径已知，约1.5亿千米，于是由视差π可算出恒星距离，称为几何距离。

目前用这种视差法测量相距8.6光年以内的天体非常准确，测量远至1000光年的天体也能做到大体准确。

由于三角视差法在距离测定中的重要性，是星体距离的绝对测量，人们正在计划新的空间

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观测计划，争取在大约10年时间内把测定精度提高到0. 00005左右，届时几何距离测定的适用范围可望达到20000pc(20kpc)65200光年。

银河系的尺度约10万光年，其中绝大部分恒星的距离远超出三角视差法适用范围。银河系以外的天体更无法测量。

（3）光度距离(光度测距法）：根据同一天体的光度和亮度，确定它的距离。

造父变星——量天尺

这类变星平均光度与光变周期之间存在确定关系，称周光关系。通过测定光变周期可求得光度，从而可知距离。适用范围达500万光年以上。

造父变星普遍存在；容易识别；光度很大，500万光年以上可观测；周光关系已经确定得很好，因而推算的距离有很高的精度。造父变星测得的距离往往作为比对标准，判断其它方法的可靠性。

“标准烛光”—— 新星、超新星、天琴RR变星等

这些天体具有比较确定的光度，它们爆发时极为明亮，最大光度又非常恒定，可测定距离。适用范围最远的是Ia型超行星，所测定的光度距离最远超过100亿光年。

（4）速度距离 （5）尺度距离

（6）宇宙学距离等。

可观测宇宙的范围：约140亿光年。

4、如何测量天体质量？ （1）太阳与双星质量

开普勒第三定律：a3/T2=G（M+m）/（4π2）

（2）经验规律——质光关系

除了体积小、密度大的白矮星外，大部分恒星的光度L越大，质量M也越大。

α

L=M

其中α随恒星光谱型不同而不同， 平均来说α≈3

质光关系确定恒星质量没有双星方法准确，是一种估算，对遥远的恒星来说，这种估算比较可靠。

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