第214章 距离(第1/1页)末日冰原之大道唯一

    有那么一瞬间，华枫觉得自己和曾经的生活的距离来远了，就像是自己天生不属于那个世界一样。

    他慢慢知道恒星的温度可以确定不同元素被电离或被活化的比率，结果呈现在光谱吸收线的特征。恒星的表面温度，与他的目视绝对星等和吸收特点，被用来作为恒星分类的依据。

    大质量的主序星表面温度可以高达4,  K，像太阳这种较的恒星表面温度就只有几千度。相对来，红巨星的表面只有3,6  K的低温，但是因为巨大的表面积而有高亮度。

    恒星表面的温度一般用有效温度来表示，它等于有相同直径、相同总辐射的绝对黑体的温度。恒星的光谱能量分布与有效温度有关，由此可以定出W、O、B、A、F、G、K、等光谱型（也可以叫作温度型）温度相同的恒星，体积大，总辐射流量（即光度）大，绝对星等。

    恒星的光度级可以分为Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ、Ⅴ、Ⅵ、Ⅶ，依次称为：Ⅰ超巨星、Ⅱ亮巨星、Ⅲ正常巨星、Ⅳ亚巨星、Ⅴ矮星、Ⅵ亚矮星、Ⅶ白矮星。太阳的光谱型为GV，颜色偏黄，有效温度约5,77K。AV型星的色指数平均为零，温度约1,K。恒星的表面有效温度由早O型的几万度到晚型的几千度，差别很大。

    离地球最近的恒星是太阳。其次是处于半人马座的比邻星，它发出的光到达地球需要43年。

    恒星的星等相差很大，这里面固然有恒星身发光强弱的原因，但是离开我们距离的远近也起着显著的作用。测定恒星距离最基的法是三角视差法，此法主要用于测量较近的恒星距离，过程如下，先测得地球轨道半长径在恒星处的张角（叫作周年视差），再经过简单的运算，即可求出恒星的距离。

    这是测定距离最直接的法。在十六世纪哥白尼公布了他的日心以后，许多天家试图测定恒星的距离，但都由于它们的数值很以及当时的观测度不高而没有成功。直到十九世纪三十年代后半期，才取得成功。

    然而对大多数恒星来，这个张角太，无法测准。所以测定恒星距离常使用一些间接的法，如分光视差法、星团视差法、统计视差法以及由造父变星的周光关系确定视差，等等。这些间接的法都是以三角视差法为基础的。自二十世纪二十年代以后，许多天家开展这面的工作，到二十世纪九十年代初，已有8多颗恒星的距离被用照相法测定。在二十世纪九十年代中期，依靠“依巴谷”卫星进行的空间天体测量获得成功，在大约三年的时间里，以非常高的准确度测定了1万颗恒星的距离。

    恒星的距离，若用千米表示，数字实在太大，为使用便，通常采用光年作为单位。1光年是光在一年中通过的距离。真空中的光速是每秒3万千米，乘一年的秒数，得到1光年约等于46万亿公里。

    恒星的亮度常用星等来表示。恒星亮，星等。在地球上测出的星等叫视星等；归算到离地球36光年处时的星等叫绝对星等。使用对不同波段敏感的检测元件所测得的同一恒星的星等，一般是不相等的。目前最通用的星等系统之一是U（紫外）B（蓝）、V（黄）三色系统。B和V分别接近照相星等和目视星等。二者之差就是常用的色指数。太阳的V=-674等，绝对目视星等=+483等，色指数B-V=63，U-B=1。由色指数可以确定色温度。

    恒星的真直径可以根据恒星的视直径（角直径）和距离计算出来。常用的干涉仪或月掩星法可以测出到1的恒星的角直径，更的恒星不容易测准，加上测量距离的误差，所以恒星的真直径可靠的不多。

    根据食双星兼分光双星的轨道资料，也可得出某些恒星直径。对有些恒星，也可根据绝对星等和有效温度来推算其真直径。用各种法求出的不同恒星的直径，有的到几公里量级，有的大到1公里以上。

    恒星的大相差也很大，有的是巨人，  有的是侏儒。地球的直径约为1  千米，太阳的直径是地球的1  倍。巨星是恒星世界中个头最大的，  它们的直径要比太阳大几十到几百倍。超巨星就更大了，有一颗叫做柱一的双星，伴星的直径为太阳的15倍。红超巨星心宿二(  即天蝎座α）  的直径是太阳的883  倍；红超巨星参宿四(  即猎户座α）  的直径是太阳的1倍，假如它处在太阳的位置上，  那么它的大几乎能把木星也包进去。

    它们还不算最大的，仙王座VV  是一对双星，  它的主星A  的直径是太阳的16-1  倍；h  g6直径为太阳的倍。大犬座VY更可达到363亿公里的直径。这些巨星和超巨星都是恒星世界中的巨人。

    看完了恒星世界中的巨人，我们再来看看它们当中的侏儒。在恒星世界当中，太阳的大属中等，比太阳的恒星也有很多，其中最突出的要数白矮星和中子星了。白矮星的直径只有几千千米，和地球差不多，中子星就更了，它们的直径只有    千米左右，白矮星和中子星都是恒星世界中的侏儒。

    我们知道，一个球体的体积与半径的立成正比。如果拿体积来比较的话，上面提到的柱一就要比太阳大八百多亿倍，而中子星就要比太阳几百万亿倍。由此可见，巨人与侏儒的差别有多么悬殊。

    科家发现，宇宙里的恒星总数可能是我们估计数值的3倍，也就是宇宙里有3×1^3(1的3次幂）颗恒星，比地球上的所有海滩和沙漠里的总沙粒数更多，这大大增加了在地球以外的其他世界发现外星生命的可能性。

    科家们表示，宇宙中的恒星数量可能一直以来被严重低估，真实的恒星数量可能有设想数字的三倍。这种低估主要涉及不同星系中那些温度较低、亮度暗淡的矮星。如果被证实，它将有可能改写科家们原有对星系形成和演化的认识。那些存在于其他星系的矮星太暗淡了，它们的质量仅有太阳的三分之一。”

    因此，一般采用的法是对那些亮星进行计数，并按照银河系中的比例去估算看不见的暗星的数量。如每发现一颗亮度类似太阳的恒星，就应当就1颗左右看不见的矮星。

    由于矮星温度较低，它们的辐**色和波段是不同于其他较亮的恒星的。因此，通过观测整个星系在这一特定颜色或波段上的辐射强度和特征，是有可能反推出产生这样强度的辐射需要多少矮星的。

    他们以此为依据，对8个椭圆星系进行了观测和计算。结果显示在椭圆星系中，类似太阳的主序星和看不见的矮星的比例达到1~:1，而非银河系中的大约1:1。因此，一个典型的椭圆星系（一般认为包含3亿颗恒星），实际应包含1万亿甚至更多恒星。而在宇宙中，椭圆星系占到星系总量的大约三分之一，因此，他们得出结论：宇宙中的恒星总数至少是现有估计值的三倍。

    与在地面实验室进行光谱分析一样，我们对恒星的光谱也可以进行分析，借以确定恒星大气中形成各种谱线的元素的含量，当然情况要比地面上一般光谱分析复杂得多。

    多年来的实测结果表明，正常恒星大气的化组成与太阳大气差不多。按质量计算，氢最多，氦次之，其余按含量依次大致是氧、碳、氮、氖、硅、镁、铁、硫等。但也有一部分恒星大气的化组成与太阳大气不同，例如沃尔夫－拉叶星，就有含碳丰富和含氮丰富之分（即有碳序和氮序之分）在金属线星和A型特殊星中，若干金属元素和超铀元素的谱线显得特别强。但是，这能否归结为某些元素含量较多，还是一个问题。

    理论分析表明，在演化过程中，恒星内部的化组成会随着热核反应过程的改变而逐渐改变，重元素的含量会来多，然而恒星大气中的化组成一般却是变化较的。

    以质量来计算，恒星形成时的比率大约是7%的氢和8%的氦，还有少量的其他重元素。因为铁是很普通的元素，而且谱线很容易测量到，因此典型的重元素测量是根据恒星大气层内铁含量。由于分子云的重元素丰度是稳定的，只有经由超新星爆炸才会增加，因此测量恒星的化成分可以推断它的年龄。重元素的成份或许也可以显示是否有行星系统。

    被测量过的恒星中含铁量最低的是矮星HE137-36，铁的比率只有太阳的廿万分之一。对照知下，金属量较高的是狮子座μ，铁丰度是太阳的一倍，而另一颗有行星的武仙座14则几乎是太阳的三倍。也有些化元素与众不同的特殊恒星，在它们的谱线中有某些元素的吸收线，特别是铬和稀土元素。

    观测发现，有些恒星的光度、光谱和磁场等物理特性都随时间的推移发生周期的、半规则的或无规则的变化。这种恒星叫作变星。变星分为两大类：一类是由于几个天体间的几何位置发生变化或恒星自身的几何形状特殊等原因而造成的几何变星；一类是由于恒星自身内部的物理过程而造成的物理变星。

    。