恒星的距离和大小的测量

第二节　恒星的距离和大小的测量

一、距离测量

当我们想测量桌子两头的长度时，我们可以借助一把尺子；当我们测量两个城市之间的距离时，可借助太空中的卫星定位系统；如果我们想测量一颗恒星到我们的距离，那用什么方法呢？这么长的尺子肯定没有；也没有卫星能跑那么远去测量。那么是不是那些遥远的恒星究竟有多远我们永远也无法知道呢？也不尽然，办法总会有的，并且不止一种。

试一试先闭上你的左眼，升出右手食指在右眼前方，并设法使它挡住远处的一根电线杆或一棵树，然后睁开左眼同时闭上右眼，你会发现刚才被挡住的东西又能看见了。这种现象叫三角视差。上述两次观察的变化与你手指的距离及两眼的距离有关。若已知了两眼的距离和两次观测的位置差便可测出手指的距离，这种方法早先常被海军用于测量敌舰的距离。当然，海员们不是用眼睛，因为两眼隔得再远也超不过头的直径（如果长得像鱼那样），即20厘米左右。海员们常用装在船上并间隔一定距离的两架望远镜来测量。而对于测量恒星而言，即使这两架望远镜一架在北京，一架在里约热内卢——这几乎是地球的直径——仍不足以看出恒星与星空背景有什么视差。于是天文学家们又选择了更大的距离——地球公转轨道直径。当然，天文学家们不是跑到轨道另一端去放一架望远镜，而是采取了这样一种方法，先测出一颗恒星的位置，等上半年，等地球运行到轨道另一端时，再测出同一颗星的位置。实践证明，这种方法是有效的。德国人贝塞尔首先测出了天鹅座61的视差约0.31角秒，对应距离为22光年。后来英国的享德森，俄国的斯特鲁维分别测出了半人马座α（即比邻星）和织女星的视差，分别为0″.91和0″.26，都小于一角秒。

从上面的测量数据可见，即使离我们最近的比邻星，它的视差也不超过一秒，对于稍远的星，视差就更小。比如，距离超过300光年的恒星，视差小于0″.01，这与望远镜的观测精度为同一数量级，这时三角视差法就失去了作用。因此，对于更远的恒星的距离测量，只有另辟蹊径了。

在光学中，我们知道，一个光源的亮度与它距离的平方成反比。如果我们知道了一颗恒星的视亮度，又想办法知道它的绝对星等，就能换算出恒星的距离了，关键是如何知道恒星的绝对星等呢？总不会把每个恒星都搬到32.62光年远处吧！

随着光谱分析法的诞生，这个问题被解决了。美国天文学家亚当斯和德国天文学家科尔楔特发现，即使是相同光谱型的恒星，它们的谱线仍有微小差别，某些谱线差别十分明显。经研究表明，这种差别是由绝对星等的差别造成的。由此诞生了分光视差法，即通过某些特定谱线求出恒星的绝对星等，进而求得恒星的距离。这种方法测距范围可达10万光年。对于我们平时肉眼能见的星星，大都在银河系内，这个范围是足够了。但对于更远的恒星，由于拍不到光谱，因而也就无法用这种利用谱线的分光视差法来测距了。

20世纪初，天文学家们发现了一种奇特的天体——造父变星。它的光强周期性地改变，并且改变的周期和它的绝对星等有着微妙的关系。测出了造父变星的变光周期，利用这一关系便可求出它的绝对星等，进而推算出距离，在一些球状星团和河外星系内发现了造父变星，便可求出它们的距离。这种方法可以测量远达1600万光年的距离。

当星系和星团更远时，我们需借助另一种天体——超新星。超新星是剧烈爆发的恒星，爆发时它们的极大绝对星等大致相同，Ⅰ型为－19等，Ⅱ型为－17等（比太阳亮几千万倍！）当预测到河外星系中有超新星爆发时，就可利用它的视星等和绝对星等的差求出恒星的距离。这种方法可测量几十亿光年以上的距离。

1929年美国天文学家哈勃发现，河外星系的谱线向红端移动，并且越远的红移越大，偏移量大致与星系距离成正比。这个现象就是著名的哈勃效应。其中红移与距离的比例系数称哈勃常数。只要知道了哈勃常数和天体的红移，便能求出它们的距离了。这种方法可测量上百亿光年的距离。但这种方法面临的一个难题是哈勃常数如何求得。至今天为止，也还没有一个确定的值。

以上说的是几种常用的测量恒星距离的方法。除此之外，还有许多其他方法。这些方法中，三角视差法最准，其他方法大都均有误差，有的甚至只是个估计值。但由于距离太远，三角视差等方法无能为力时，估计一下也是有益的。

二、恒星大小的测量

在已测出一个物体距我们有多远后，我们只要再测出这个物体在我们看来所对应的视角便可以用最简单的三角函数公式计算出它的大小。对于太阳和月亮，我们可以很准确地用这种方法测出它们的大小。

但对其他所有恒星而言，这种测量非常困难。因为即使在加州大学那架10米的望远镜中看起来，离我们最近的恒星仍只是一个点，直接测量不可能测出它的视角，所以，天文学家们须另想办法。

一种常用的方法是利用月掩星，或其他行星的掩星。当某个恒星被月亮或行星挡住时，并非一下子就消失，而是有一个逐步由亮变暗的过程，就像日全食那样。这说明恒星并不是一个点，而仍是一个面。知道了月球和行星与我们的相对运动速度，再测出从开始掩星到掩星完全结束的时间，进而就可推算出恒星角直径，再根据距离算出大小。

另一种常用方法是采用干涉法，采用干测仪可测出恒星的角直径，再通过距离求其直径。

还有的是通过测出恒星表面温度和总辐射量，用二者之间关系推算出恒星表面积，再算出恒星直径。另外还有利用脉动双星和分光双星来测直径的。

不论是哪一种方法，都难以非常准确地测出恒星的直径。新的、更精确的方法还有待开发。

从恒星测量结果来看，大多数恒星半径在0.1到10倍太阳半径之间。但也有许多例外。例如，天狼星的伴星是一个白矮星，半径和地球差不多。而中子星的半径只有十几公里。与这些小家伙相比，有的巨星则大得难以想象。如著名的御夫座ε，它的半径甚至超过了木星轨道半径！