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第5章 星星有多远

夜晚我们看见的星星,绝大多数是恒星。“恒”是表示永久、不变的意思。在地球上看来,从各个恒星的相对位置来说,它们似乎是不变的;它们的亮度也似乎不变。但这是由于恒星距离我们十分遥远,它们的运动与变化在短时间内不容易看出罢了。

根据研究,恒星就是一个个远方的太阳;反过来可以说,太阳是离我们最近的一颗恒星,而且无论从大小与变化来看,太阳只是一颗普通的恒星。

在观察天空星星的时候,总会有人问这样一个问题:这么多星星,它们离我们有多远呢?

早先测量恒星的距离,用的是三角视差法。由于地球绕太阳公转,看见恒星有视差位移,如果测出视差,也就知道距离了。

也就是从恒星上看地球轨道半长径所张开的角度。由三角关系可得:

sinπ=a/D

恒星视差都很微小(小于1″),可取sinπ=πsin1″,而sin1″=1/206265,于是上式可化为:

D=206265a/π

这就是恒星视差与距离的关系式。

恒星是很遥远的,用天文单位来表示还是欠妥,因此常用“光年”为单位。光年就是光在一年中所走过的距离,也就是1光年=365×24×86400×299792千米≈9.46×1012千米。或粗略说,1光年等于10万亿千米。用光年时,上式变为:

D=3.26/π(光年)

当π=1时,D=3.26光年。这种长度也作为距离的单位,称为“秒差距”(视差为1″的距离的意思)。1秒差距=3.26光年-206265天文单位。用秒差距为单位时,有:

D=1/π(秒差距)

天文学在讲到星系与河外星系的距离时,就常用秒差距为单位。

在求恒星的距离时,通常是测量被测星与一些暗星的角距离。这里已假定那些暗星是无穷远的,因而当做不动的参考点。我们在一年中的某个时候,比如在3月21日,通过天文望远镜拍下被测星与暗的比较星。然后经过半年之后,当地球走到轨道直径的另一头时,即如9月23日,再拍摄一次被测星与比较星,这样观测就完成了。然后将两张底片对叠起来看,被测星已对比较星移动过一段距离,将这段距离化为角度大小。这个角度就是由于地球的移动而产生的被测星的视差位移。取其中一半角度,即是被测星的视差值。

实际测星并不是观测一两次,而是在几年内多次拍摄被测星与比较星的同一天区。并且,在计算中还要考虑到恒星本身的运动以及地球运动带来的影响。因此恒星视差测量是很复杂的天体测量工作。比如俄国天文学家W·斯特鲁维观测北部天空最亮的星——织女星,从1835年开始观测,到1838年才大功告成。从96次观测中,他推算出织女星的视差是0.26(相当于织女星的距离是1/0.26秒差距=1/0.26~3.26光年≈13光年)。这个数值虽然比现代测的值(0.12相当于织女星的距离是27光年)大了一些,但这是首批测量出恒星视差,科学意义是很大的。

应用三角视差方法,能测量视差在0.01以上的恒星(相当于距离为300多光年)。视差小于这个数值,就测不准确了,因为观测的误差也达到这个数量级。

对于比较遥远的恒星,大多用统计的方法来求视差,其中有一个最常用的是由恒星的亮度去算出距离。

恒星的亮度决定于两个因素,一是它的发光强度(叫“光度″),一是它所处的距离的远近。为了比较恒星的光度,必须设想把星星统统“移到”相同的距离处,方能比出个高低来。为此,天文学上选取一个标准距离,定为10个秒差距或32.6光年(其实是为了计算的方便而选取的),一颗恒星“移到”标准距离处所具有的亮度,叫做“绝对星等”,以M表示。绝对星等基本上表示一颗星的真实光度。

在标准距离处,太阳只相当于一颗5等星。

只要我们设法求出恒星的绝对星等,那么由公式就可计算出恒星的距离。

比如根据恒星的光谱特征,根据造父变星的“周光关系”等。这些涉及恒星的很多知识,我们将在后面逐步介绍。此外,还可根据恒星的运动去求出它的距离。

我们通常讲的恒星距离“我们”有多远,实际上是距离“太阳”有多远。因为相对于恒星而言,日地距离是微不足道的,所以,用“我们”来代替“太阳”了。这样,距离我们最近的一颗恒星是半人马座的α星,中名南门二。实际上,南门二是三颗星组成的小系统,其中有一颗离我们最近的,称为“比邻星”或“半人马座比邻星”它的距离为4.22光年。要到“比邻星”上旅游观光,可真不容易,就是坐上每小时4万5千米的宇宙飞船,也得花11.5万多年!

至于最远的恒星有多远,那就难确定了。如果将银河系外的星系中的恒星也算在内,那么,最远的恒星的距离应当在200亿光年以上。随着科学技术的发展,也许将来还可以发现距离我们更为遥远的恒星呢!

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