周坚视星等观测轨迹图在恒星观测中的应用(§2.3.8) - 解析宇宙学创始人周坚的博客 -...
来源:百度文库 编辑:神马文学网 时间:2024/03/29 15:44:09
解析宇宙学导论
第二章 基本理论
§2.3 距离模数与星等系统
2.3.8 周坚视星等观测轨迹图在恒星观测中的应用
一个理论如果脱离了实际应用那将是空洞的理论,是毫无存在价值的无聊理论。就解析宇宙学自2009年3月8日创立至今的一年多的发展来看,无不是在不断解决宇宙的实际观测现象而不断发展完善的。就周坚视星等观测轨迹图来说,它是为了方便人们在宇宙观测中的应用而绘制的。
在宇宙中的实际观测中,我们人类能够观测到的任何天体的直接参数就是它的视星等和红移了,而观测到的天体红移,在解析宇宙学中我们将它可以称之为观测红移,其中包含了由多种复杂因素引起的多种红移,具体情况随着具体应用的不断推进我们会一步步的明白过来的。
好了,现在我们先看看这个周坚视星等观测轨迹图在恒星观测中的应用吧。
我们以离我们最近的太阳,也是我们赖以生存并非常熟悉的一颗普通恒星为例,太阳的光谱类型是G2V型,依据赫罗图,按照MK分类系统,G2V型恒星所对应的绝对星等近似为4.68等(查:主序星(光度级V)光谱类型对应的绝对星等速查表http://blog.tech110.net/?uid-9305-action-viewspace-itemid-33010)。
现将绝对星等等于4.68等的等绝对星等线从周坚视星等观测轨迹图中单独提出了,于是就有图
图
至此,我们研究G2V型恒星的观测特征就可以应用这个G2V型周坚视星等观测轨迹图进行研究。建立好这个理论后,我们就可以直接进行应用了。
实例
已知:太阳的视星等mv是-26.74等
作图:在G2V型周坚视星等观测轨迹图中的曲线上找到对应的视星等mv等于-26.73等的点,该点就是在图
由于我们在实际测量中测得的太阳到我们地球的平均距离是1AU(天文单位),依据周坚红移定律(
已知:太阳的宇宙学红移是1.1482×10-15
作图:在G2V型周坚视星等观测轨迹图中的曲线上找到对应的宇宙学红移z等于1.1482×10-15的点,该点就是在图
图
对比一下这两种情况所确定的在G2V周坚视星等观测轨迹图中的两个具体位置,我们不难发现:
(1) 它们之间有一点误差,即以视星等确定的位置(图中空心圆圈所示)比测量的平均距离确定的位置(图中实心三角所示)稍稍远了那么一点点:
(2) 据实例
(3) 由于太阳离我们的地球非常近,其距离的测量误差应该非常小,因此,这个误差应该是光谱类型的分类系统,即MK光谱分类系统的具体分类不够细腻所致。
好,就算太阳被你凑在这条轨迹线上了,你如何真实更加遥远的太阳就在这条轨迹线上呢?是啊,如何证明呢?这其实有点难,我们又不能脱离太阳系进行观测,怎么办呢?为了证明这一点,我们必须找同类型的恒星进行论证,请看如下实例。
实例
已知:南门二(α Cen A)的视星等是0.02等,光谱类型是G2V型,三角视差法测量的距离是1.35pc(秒差距)(胡中为,普通天文学,南京大学出版社,2003,P563)
作图:在G2V型周坚视星等观测轨迹图中的曲线上找到对应的视星等mv等于0.02等的点,该点就是在图
由于我们用三角视差法实际测得的南门二(α Cen A)到我们地球的距离是1.35pc(秒差距),依据周坚红移定律(
已知:南门二(α Cen A)的宇宙学红移是3.1972×10-10
作图:在G2V型周坚视星等观测轨迹图中的曲线上找到对应的宇宙学红移z等于3.1972×10-10的点,该点就是在图
图
对比一下这两种情况所确定的在G2V周坚视星等观测轨迹图中的两个具体位置,我们不难发现:
(1) 它们之间也有一点误差,即以视星等确定的位置(图中实心三角所示)比用三角视差法实际测得的位置(图中空心圆圈所示)稍稍近了那么一点点;
(2) 据实例
(3) 由于南门二(α Cen A)离我们的地球相对太阳来说是非常远的,其用三角视差法测量的距离或许存在一定的测量系统误差(这种测量系统误差与天体的相对运动应该,而且很复杂),以至于这个误差包含了测量系统误差和MK光谱分类系统的具体体分类不够细腻所产生的误差,它应该的这种综合误差的反映。
嘿,好像是怎么回事,就算太阳和南门二也都被你给凑在这条轨迹线上,你还能真实更加遥远的太阳仍然就在这条轨迹线上吗?是啊,一两颗恒星在一条线上说明不了什么,必须三颗以上的恒星都在这条轨迹线才能说明问题,要知道三点成直线的道理吗。好了,不废话了,就让解析宇宙学的创始人继续带领大家继续往更加遥远的地方寻找同类型的恒星进行论证吧。请继续看如下实例。
实例
已知:北冕座η(2 CrB)的视星等是5.02等,光谱类型是G2V型(http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=eta%20CrB),视差是0.063"(依巴谷卫星测量结果)
作图:在G2V型周坚视星等观测轨迹图中的曲线上找到对应的视星等mv等于5.02等的点,该点就是在图
由于我们用三角视差法实际测得的北冕座η(2 CrB)的视差是0.063",依据视差系统,它到我们地球的距离就是15.873pc(秒差距),依据周坚红移定律(
已知:北冕座η(2 CrB)的宇宙学红移是3.7592×10-9
作图:在G2V型周坚视星等观测轨迹图中的曲线上找到对应的宇宙学红移z等于3.7592×10-9的点,该点就是在图
图
对比一下这两种情况所确定的在G2V周坚视星等轨迹图中北冕座η(2 CrB)这两个具体位置,我们不难发现:
(1) 它们之间也有一点误差,即以视星等确定的位置比用三角视差法实际测得的位置稍稍近了那么一点点;
(2) 依据视星等通过基于周坚红移定律的近距离天体宇宙学红移计算公式(
(3)由于北冕座η(2 CrB)离我们的地球相对南门二(α Cen A)来说又遥远了许多,其用三角视差法测量的距离可以肯定存在一定的测量系统误差(这种测量系统误差与天体的相对运动应该,而且很复杂),以至于这个误差包含了测量系统误差和MK光谱分类系统的具体体分类不够细腻所产生的误差,它应该的这种综合误差的反映。
(4) 看来距离越远这个三角视差法的测量系统误差就越大还真有一定的道理,它是我们人类所处自然的宇宙环境所决定的,但MK光谱分类系统由于具体分类不够细腻所产生的误差是可以通过我们人类的继续努力来减小的。
通过实例
综合而言,由于相对观测者所能观测到的恒星都是比较近的天体,这种非常近距离的天体的宇宙学红移是非常非常小的,比如太阳的宇宙学红移在10的负15次方的数量级上,就是能够辨认出最远的恒星光谱其宇宙学红移也是相当小的,其宇宙学红移达到10的负6次方的数量级以上都是相当难以辨认的,而恒星的视向运动所引起的多普勒红移其实是相当大的,因此,要精确确定一颗恒星的距离就必须获得它的两个直接观测参数,即一个是它的视星等,而另一个就是它的光谱类型,如果要求获得更精确的距离就必须将光谱类型进一步细分,然后通过第