跳转到内容

分光視差

维基百科,自由的百科全书

分光視差(英語:Spectroscopic parallax)或主序擬合(英語:main sequence fitting[1]是天文學上量測恆星距離的一種方法。

儘管名稱不同,但它並不依賴於幾何的視差效應。分光視差技術可以應用於任何可以記錄光譜主序帶恒星。這種方法取決於恆星是否足够明亮,足以提供可量測的光譜。截至2013年,這種方法的極限距離大約限制在10,000秒差距左右[2]

要應用這種方法,必須量測恆星的視星等,並瞭解這顆恆星的光譜類型。光譜類型可以通過觀察恆星的光譜來確定。如果恒星位於主序帶上,其光度等級的確定,則依據恆星的光譜類型可以很好地估計它的絕對星等。知道了恆星的視星等(m)和絕對星等(M),就可以用來計算恆星的距離d(以秒差距為單位,參見距離模數。)。到恆星的真實距離可能由於星際消光的加入計算而有所不同[3]

這種方法的導出歸功於沃爾特·西德尼·亞當斯(英語:Walter Sydney Adams)和恩斯特·阿諾德·科爾許特英语Ernst Arnold Kohlschütter(英語:Ernst Arnold Kohlschütter)對太陽黑子和恆星光譜的研究[4]

這種方法是宇宙距離尺度上的重要一步。

相關條目

參考資料

  1. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An introduction to modern astrophysics Second. Cambridge, United Kingdom. 2017: 475. ISBN 9781108422161. 
  2. ^ Stellar Distances. European Space Agency. 2013-05-14 [2014-09-23]. (原始内容存档于2012-03-18). 
  3. ^ Michael A. Seeds; Dana Backman. Horizons: Exploring the Universe. Cengage Learning. 14 September 2016: 152–. ISBN 978-1-337-51578-8. 
  4. ^ Virginia Trimble; Thomas R. Williams; Katherine Bracher; Richard Jarrell; Jordan D. Marché; F. Jamil Ragep. Biographical Encyclopedia of Astronomers. Springer Science & Business Media. 18 September 2007: 648–. ISBN 978-0-387-30400-7.