作业帮天文学中的星星是如何通过观测推算质量的?求科普啊 求科普··来高手啊 来高手··科普啊科普·· 补充完毕
来源：学生作业帮助网 编辑：作业帮 时间：2024/10/07 00:11:52
天文学中的星星是如何通过观测推算质量的?求科普啊 求科普··来高手啊 来高手··科普啊科普·· 补充完毕
天文学中的星星是如何通过观测推算质量的?
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方法有比如：星体一般绕其质量中心作椭圆运动,通过测量它们的运动周期和轨道半径,应用以意大利天文学家开普勒命名的开普勒第三定律,就可以算出双星主伴二星的质量了.这称之为动力学质量方法 .
还有就是天文学家在测量了许多恒星质量后又发现了一条规律：恒星质量越大,光度也越强（这称作质光关系）.根据这种关系,天文学家就可以近似定出单个星（变星除外）的质量了.利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估计恒星质量（称为“演化质量”）；对已知真半径的脉动变星,可以由脉动周期估算平均密度,从而得出质量（称为“脉动质量”）.但这些方法都不如动力学质量方法可靠.
测量了中子星的质量借助于爱因斯坦的广义相对论,天体物理学家研究组通过测量中子星正在闪烁的X射线,测出中子星的质量.
方法一 ① 如目视双星有可靠的视差，则可应用开普勒第三定律，由轨道半长轴的真长度和轨道周期算出两子星的质量和，再由两子星离公共质心距离的比值得知两子星的质量比，进而求出每一子星的质量。例如，用这种方法求得的天狼甲、乙两星的质量分别为2.143和1.053太阳质量。
② 如双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是食双星并已知其测光解中的轨道倾角，就可求得两子星的质量。用此方法求得的食双...
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方法一 ① 如目视双星有可靠的视差，则可应用开普勒第三定律，由轨道半长轴的真长度和轨道周期算出两子星的质量和，再由两子星离公共质心距离的比值得知两子星的质量比，进而求出每一子星的质量。例如，用这种方法求得的天狼甲、乙两星的质量分别为2.143和1.053太阳质量。
② 如双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是食双星并已知其测光解中的轨道倾角，就可求得两子星的质量。用此方法求得的食双星大陵五甲、乙两星的质量分别为3.7和0.81太阳质量。
③ 如双谱分光双星已得分光解，而这对双星又是干涉双星并已知其轨道倾角，便可求得两子星的质量。用此方法求得的角宿一甲、乙两星的质量分别为10.9和6.8太阳质量。
④ 双谱分光双星分光解加上由偏振观测所得轨道倾角也可得出两子星的质量,例如,Plaskett星(HD47129=HR2422，麒麟座中的一个6等星）的质量就是这样推算出来的。
求恒星质量的其他方法主要还有：利用已知半径的白矮星的引力红移量求白矮星的质量；根据真半径和表面重力加速度推算恒星的质量（即分光质量或称大气质量）；根据恒星的质量和光度的统计关系（质光关系），从光度估计质量；利用恒星在赫罗图上的理论演化轨迹估计恒星质量（称为“演化质量”）；对已知真半径的脉动变星，可以由脉动周期估算平均密度，从而得出质量（称为“脉动质量”）。但这些方法都不如动力学质量方法可靠。
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三角视差法河内天体的距离，也被称为视差，恒星日的平均距离（A）角度被称为恒星的三角视差（p）是接近的恒星的距离D，如果π是小，π弧秒单位秒差距（PC），是：D = 1 /π
周年：？
sinπ= A / D
视差测定恒星的距离，有一些的限制，因为星星离我们越远，π是更小的，难以测量的实际观测。三角视差的基础是所有天体距离测量，测量超过1万颗星至今。
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三角视差法河内天体的距离，也被称为视差，恒星日的平均距离（A）角度被称为恒星的三角视差（p）是接近的恒星的距离D，如果π是小，π弧秒单位秒差距（PC），是：D = 1 /π
周年：？
sinπ= A / D
视差测定恒星的距离，有一些的限制，因为星星离我们越远，π是更小的，难以测量的实际观测。三角视差的基础是所有天体距离测量，测量超过1万颗星至今。
分光视差法
从更遥远的恒星的距离超过110pc分周年视差的，例如是非常小的，你可以不使用三角视差测量。因此，更方便的方法 - 分光光度法视差的发展。这种方法的核心是基于恒星的谱线强度，以确定恒星的光度知道的光度（绝对星等M），所观察到的视星等（M），可以得到距离。
M - M = -5 + 5logD。
集群“
在这个时候，我们用运动的方法测量距离，也称为移动星团运动学天文学中的方法，以确定他们的运动速度的基础上的距离。但是，在运动的方法也必须承担起移动集群中的所有明星都是平等的，在银河系中移动的速度平行。银河系外的天体，运动学方法不能测定它们与地球之间的距离。
造父变星的视差（标准烛光方法）
物理学有光度，亮度和距离公式之间的关系。 SαL0/r2
测得的亮度L0和亮度的天体小号，然后用这个公式来知道他们的距离r。 ，亮度是指明亮的，我们可以看到我们可以直接测量地球上的发光体，发光效率和亮度是不一样的意义。亮度发光物体发射能力，关键要知道，它可以得到的距离。天文学家勒维特发现造父变星，它们的光周期亮度，以确定之间的关系。因此，通过测量光周期设置的广度，然后计算出的距离。造父变星在银河系以外的星系，那么我们就可以知道，这个星系与我们之间的距离。即使没有观察到有造父变星更遥远的星系，当然，找到解决办法。
三角视差法，造父变星的视差法是最常用的两种广泛的方法之前的几百光年远的规模，和后几百万光年。统计方法和间接方法是用来在中间区域。哈勃定律规模大小10亿光年的天脚的最高金额。
哈勃定律法
哈勃指出天体的红移距离：Z = HD / C，这就是著名的哈勃定律，其中Z红移;是速度光;的距离，H是哈勃常数的值在50?80公里/（秒·兆秒差距）。根据这项法律，只要测得的河外星系光谱的红移?可以计算出星系的距离D。光谱红移，可确定为10个十亿光的距离。
1929年哈勃（埃德温·哈勃（Edwin Hubble）），根据河外星系距离关系的速度。有只有46个河外星系的视向速度可以使用，其中仅有24个投射距离，哈勃太空望远镜获得的径向速度和距离大致呈线性正比关系。现代精确的观察证实了这个线性比例关系
V = H0×D
其中v是经济衰退的速度，d为星系距离，H0 = 100h0km。 S-1Mpc（H0值0
使用哈勃定律，可以测量红移Δν/ν通过多普勒效应Δν/ν= V / C得到的V，然后计算出的d。
哈勃定律表明，宇宙正在不断扩大。这种扩张是一个整体空间的均匀膨胀。因此，在任何一点的观测者将看到完全一样的膨胀，从任何星系，所有的星系，它传播到各方面的，越远的星系更快的速度传播给对方。
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如果观测到的太阳系行星，与马卡报好，如果资金足够的复消色差折射望远镜
方法有比如：星体一般绕其质量中心作椭圆运动，通过测量它们的运动周期和轨道半径，应用以意大利天文学家开普勒命名的开普勒第三定律，就可以算出双星主伴二星的质量了。这称之为动力学质量方法 。
还有就是天文学家在测量了许多恒星质量后又发现了一条规律：恒星质量越大，光度也越强（这称作质光关系）。根据这种关系，天文学家就可以近似定出单个星（变星除外）的质量了。利用恒星在赫罗图上的理论演化轨...
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方法有比如：星体一般绕其质量中心作椭圆运动，通过测量它们的运动周期和轨道半径，应用以意大利天文学家开普勒命名的开普勒第三定律，就可以算出双星主伴二星的质量了。这称之为动力学质量方法 。
还有就是天文学家在测量了许多恒星质量后又发现了一条规律：恒星质量越大，光度也越强（这称作质光关系）。根据这种关系，天文学家就可以近似定出单个星（变星除外）的质量了。利用恒星在赫罗图上的理论演化轨
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如果观测到的太阳系行星，与马卡报好，如果资金足够的复消色差折射望远镜
对于正常的视力可以看到的最暗的恒星是6.5，等等。满天的恒星，天文学家已经做过统计，一共有6974及以上6.5星。如果没有记错的话，对不对？总之，没有大的改变。
至于有多少颗星星，如果楼主有个人的经验，你会发现无数。天文观测，往往是一个工作，专业声明呼吁限制大小测定，在本质上没有什么更比星星的数量。当然不可能去一个数天上的星星，多片构成一个相对明亮的天体三角形或四边形，数一数可见在这一领...
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对于正常的视力可以看到的最暗的恒星是6.5，等等。满天的恒星，天文学家已经做过统计，一共有6974及以上6.5星。如果没有记错的话，对不对？总之，没有大的改变。
至于有多少颗星星，如果楼主有个人的经验，你会发现无数。天文观测，往往是一个工作，专业声明呼吁限制大小测定，在本质上没有什么更比星星的数量。当然不可能去一个数天上的星星，多片构成一个相对明亮的天体三角形或四边形，数一数可见在这一领域的明星。
可能听起来很简单，但要数一数，而不是一个简单的任务。首先是关闭的目视极限暗星，若隐若现之间粗略一扫而空，完全看不到附近。二是建设肉眼，在前面的地方，而不是只会恶化扫描感光，只用余光看到星星接近极限。第三是心理作用，往往在一些地方创造一些明星不存在，要知道，这些干扰是不是简单的新手。
这种观察的天荒坪抽水蓄能峰会今年7月22日，飞马四边形数到12颗，极限星等约5.80等，但限制程度的的银河亮度和其他星座估计震级为6.0级及以上。
事实上，在星空下，是愿意的数量如何，它是如何的星空，希望有一个淘气的朋友，将有最纯粹的方式来向你问好。
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行星在某恒星的圆轨道上绕其运动 能推算出 恒星的质量:GMm/R^2=m(2*3.14/T)^2*R 约去m，即可求得M（恒星的质量）